Space Weather, il tempo spaziale

[Scolari]

Guardando il Sole, la nostra stella, appare sempre immutabile e costante. In realtà non è così.

Durante gli anni ed i secoli si sono potuti apprezzare innumerevoli mutamenti della sua attività, che si sono irrimediabilmente ripercossi sulla Terra ed sul suo clima globale.

I cambiamenti di attività solare hanno diverse caratteristiche, che rispecchiano una diversa natura e durata.

Solitamente si tratta di cambiamenti ciclici, ma non di rado avvengono dei repentini mutamenti impulsivi, che si possono ripercuotere in maniera più o meno drammatica su satelliti per telecomunicazioni.

Un esempio di questi effetti fu il brillamento che tre anni fa (4 novembre 2003) saturò alcuni strumenti dei satelliti GOES e fu registrato come il più violento evento solare mai registrato da quando si è cominciato a monitorare sistematicamente il Sole dallo spazio nella banda X.

Questo brillamento nella banda X è stato seguito dall'emissione di massa coronale, altrimenti detta Coronal Mass Ejection (CME), espulsa dal Sole ad una velocità di 1660Km/s, che sulla Terra ha prodotto, nell'interazione con il campo geomagnetico terrestre, la più grande tempesta geomagnetica degli ultimi anni.

Inoltre non va dimenticato il fascio di protoni energetici provenienti dal vento solare, che degradarono irrimediabilmente l'efficienza di alcuni chips scientifici del satellite americano Chandra (il massimo telescopio per raggi X ancora in orbita).

In che ambito è opportuno parlare di space weather?

Facciamo un rapidissimo excursus sull' attività solare e sulla sua interazione con il pianeta Terra ed il suo clima.

Il Sole

Immagine - 1 - Uno schema dell'eliosfera nella sua interazione con il vento interstellare.

Il Sole è una stella di massa media in sequenza principale sul diagramma di Herzsprung-Russel, quindi la sua fonte principale di energia è il bruciamento termonucleare dell'idrogeno in elio:

4H ->1He

L' idrogeno è stato il combustibile del Sole da quando si è formato (4.6 miliardi di anni fa) e lo sarà per almeno altri 5 miliardi di anni con un tasso medio di potenza d' uscita di circa 1026 Watt.

Il diametro del Sole è di circa 1.4*106Km (ovvero 109 raggi terrestri), ma è difficile definire nettamente un diametro per il Sole poiché esso non possiede una vera superficie solida: quella che è la sua superficie apparente diviene via via più rarefatta ma sempre presente fino a grandi distanze.

Poiché la materia solare è presente anche al confine del sistema solare si tende a pensare alla superficie confine del sistema solare come alla sua sfera totale di influenza, che viene detta eliosfera(vedi Immagine - 1).

La struttura solare è divisa in tre gruppi:
l'interno, dominato dal nucleo, dove avvengono le reazioni termonucleari, la zona di influenza radiativa, dominata da un trasporto radiativo dell'energia, e l'inviluppo convettivo dove invece il trasporto dell'energia avviene in maniera convettiva.
l'atmosfera superficiale, composta dalla fotosfera, che è lo strato più basso dell'atmosfera solare e su cui risalgono le bolle dell'inviluppo convettivo generando la granulazione e la cromosfera alta e bassa, che è lo strato sovrastante la fotosfera e normalmente oscurata dalla violenta luce proveniente degli strati sottostanti (la bassa cromosfera è visibile con filtri Ha, mentre l'alta cromosfera è visibile nell'UV). Nella cromosfera si originano le macchie solari, le protuberanze, i brillamenti ed in generale le CMEs, che sono facilmente visibili a diverse lunghezze d'onda anche nel dominio radio, dove spesso vanno ad interferire con le telecomunicazioni a Terra.
la corona (interna ed esterna), è la parte più esterna e rarefatta del Sole caratterizzata da altissime temperature (T>106K). La corona interna non si vede nel visibile dalla Terra se non durante le eclissi, ma dallo spazio è visibile tramite la sua emissione in X. Vi sono intensi campi magnetici chiusi, ma a volte tra questi dipoli magnetici si formano dei buchi, detti buchi coronali, da cui si origina un intenso vento solare di particelle e plasma.
Questo plasma solare in veloce movimento va a costituire la corona esterna, che in questo modo si estende fino ai confini dell'eliosfera, come testimoniano le scie delle comete sempre dirette nella direzione opposta al vento solare.
Il vento solare è di particolare importanza poiché le particelle di plasma cariche si portano dietro, congelandolo, il campo magnetico solare, dal quale si sono generate, fino ai confini dell'eliosfera.

Si ritiene che l'attività magnetica del Sole abbia origine nel guscio convettivo dello spessore di circa 2*105Km, dove i gas ribollenti trasferiscono verso l'alto il calore proveniente dalle regioni più profonde e calde. Il fluido crea dei violenti vortici di dimensioni variabili, che altro no che celle convettive, visibili, come già detto, nel fenomeno della granularità solare. Le direzioni cicloniche dei vortici anche qui, come sulla Terra sono dettate dalle forze di Coriolis, che fanno ruotare i vortici in senso anti-orario nell'emisfero settentrionale ed in verso orario in quello meridionale.

Più in profondità vi è la zona radiativa e più in profondità ancora è presente il nucleo, sede delle reazioni nucleari di bruciamento dell'idrogeno in elio, che sembrerebbe ruotare rigidamente e lentamente in confronto alla superficie.

Il modello di Parker assume che a causa delle elevate temperature gli atomi di idrogeno e di elio perdano i loro elettroni di valenza dando origine ad un plasma elettricamente carico; il movimento di queste particelle cariche creerà un campo magnetico, le cui linee di forza sono anelli chiusi; in questo modo le linee di forza risultano intrappolate.

Perciò le linee di forza del campo magnetico si muovono congelate con il plasma ed in alcuni casi finiscono per intrecciarsi; a causa della rotazione solare differenziale, queste linee di forza attorcigliate vengono periodicamente sciolte creando un campo magnetico complessivo.

Questo meccanismo viene detto della Dinamo Solare.

Affiché tale meccanismo abbia luogo si necessita solamente di vortici convettivi e di una rotazione differenziale non uniforme del Sole(1).

L'attorcigliamento delle linee di forza del campo magnetico solare attorno all'equatore culmina con lo srotolamento del groviglio e l'ascesa di una coppia di macchie scure sulla superficie, con polarità opposta a quella dei poli, in cui emergono.

ccessivamente, sempre a causa della rotazione differenziale solare, la coppia di macchie andrà alla deriva verso i poli, finché i due campi magnetici non si accoppieranno richiudendosi su se stessi, ciò provoca l'inversione della polarità magnetica del Sole: questo è il momento in cui il ciclo solare ricomincia daccapo.

Il meccanismo della dinamo solare quindi genera il campo magnetico solare e ne determina l'inversione ogni 11 anni.

Nel mese di agosto 2006 si è assistito ad una nuova inversione undecennale della polarità del Sole; questo ha ufficialmente dato il via al 24° ciclo solare.

In alcuni casi avviene inoltre che le macchie solari si trovino in un unico emisfero e questo avviene nei periodi di scarsissima attività solare.

Fisicamente il fenomeno occorre quando il dipolo magnetico è in risonanza con un debole quadrupolo: in questo caso la componente di quadrupolo oscilla a frequenze diverse da quelle del dipolo e le macchie di un emisfero vengono generate prima di quelle nell'altro emisfero finché la risonanza non si rompe o non rimangono più macchie.

Lescienze

[Scolari]

Che la Terra fosse dotata di campo magnetico si sapeva fin dall'antichità, quando fu inventata la bussola dai cinesi, ma che tipo di morfologia possedesse tale campo magnetico fu chiaro solo di recente.

Verso la fine degli anni '50 F. Singer, per spiegare le correnti ad anello osservate durante le tempeste geomagnetiche, propose che protoni ed elettroni di origine solare potessero rimanere intrappolati nel campo magnetico terrestre.

Un anno dopo il fisico olandese James Alfred Van Allen annunciò al mondo la scoperta della fascia di radiazione omologa, detta appunto fascia di Van Allen.

In generale si fanno appartenere alla fascia di radiazione di Van Allen solamente le particelle intrappolate più energetiche (E>1KeV); mentre la componente di bassa energia costituisce il plasma magnetico.

Le particelle più energetiche si trovano nelle regioni più interne della fascia in accordo con l'ipotesi dell'intrappolamento magnetico. Queste particelle intrappolate a loro volta generano un campo magnetico opposto a quello terrestre, che non supera mai il 10% di quello terrestre.

Intorno alla Terra si forma quindi una geocoronadi atomi di idrogeno ad elevata mobilità termica, che per collisione sfuggono all'intrappolamento magnetico ed una stuola di elettroni, che sfuggono anch'essi dall'intrappolamento poiché entrano in risonanza con le onde elettromagnetiche, che li accelerano trasversalmente facendo quindi aumentare la loro quantità di moto.

Le sorgenti particellari più accreditate per la fascia di radiazione di Van Allen sono essenzialmente:

il vento solare: risulta essere la componente principale, che alimenta la fascia di radiazione.
i neutroni di albedo: si originano dall'interazione dei raggi cosmici(4) con i nuclei delle particelle della alta atmosfera; alcuni di questi neutroni vengono scatterati verso l'alto e, essendo elettricamente neutri, penetrano nella fascia di radiazione senza essere disturbati o deflessi dal campo magnetico; qui decadono con tempo scala di circa 1000sec (n ->
p+ e-n).

la ionosfera: secondo alcune teorie anche la ionosfera darebbe il suo contributo alla fascia di radiazione di Van Allen.
Interazione Sole-Terra e Space weather
Gli effetti della radiazione solare sarebbero nocivi alla vita (non saremmo qui a chiedercelo), se non ci fossero alcune protezioni naturali.

Il primo scudo naturale alla radiazione solare è l'atmosfera, che blocca la radiazione in banda X proveniente dal Sole e gran parte dell'UV; infatti quando un fotone energetico incontra l'alta atmosfera esso ionizza le molecole atmosferiche, che successivamente riemettono il fotone ad una energia inferiore.

Il secondo scudo naturale è la magnetosfera, che protegge gli organismi viventi dalle particelle cariche, che urtano incessantemente sul nostro pianeta. Queste particelle infatti quando incontrano il campo geomagnetico, generalmente vengono deflesse creando una magneto-pausa a circa 10 raggi terrestri dove alcune particelle cariche vengono intrappolate.

Quando il vento solare, che si porta dietro, congelato, il campo magnetico solare, incontra un altro campo magnetico, sia quello terrestre sia quello di un altro pianeta, avviene un fenomeno molto particolare detto riconnessione magnetica. Questo processo tende ad accoppiare i due campi magnetici e risulta più efficiente se le direttrici dei due campi sono anti-parallele.

Uno di questi meccanismi di riconnessione magnetica producono il fenomeno delle Aurore Polari.

In particolare le aurore e la riconnessione magnetica spesso provocano delle variazioni del campo geomagnetico terrestre; queste variazioni a loro volta provocano delle correnti elettriche indotte molto intense ad alte quote.

La corrente di Birkeland infatti è associata alle aurore e si forma quando il vento solare incontra il campo geomagnetico ad una quota di circa 50000 Km: si crea una forza elettromotrice indotta di circa 105Volt distribuita come una griglia di potenza. Questa forza elettromotrice accelera gli elettroni liberi lungo tutta la ionosfera e spesso si arriva ad avere correnti anche di 106Ampere con una potenza totale di anche 1012Watt.

A partire da una altezza di circa 100 Km si forma un campo magnetico ad anello, che giunge fino alla superficie terrestre facendo fluttuare il campo geomagnetico in superficie.

Queste fluttuazioni, a loro volta, possono creare altre correnti indotte sulla superficie terrestre.

Questo è uno solo degli effetti dell'accoppiamento del vento solare con il campo geomagnetico.

Essendo la Terra immersa nell'atmosfera esterna del Sole, per sua natura risulterà affetta da ogni evento particolare, che avviene negli strati superficiali della nostra stella (brillamenti, filamenti sfumati, buchi coronali, ...).

I brillamenti sono innalzamenti repentini eruttivi di plasma, della durata di pochi minuti o ore, di solito si originano vicino le regioni attive del Sole, dove stanno prendendo piede dei forti cambiamenti nel campo magnetico.

Generalmente quando inizia un brillamento, il plasma viene accelerato fuori dal Sole; spesso tale plasma torna indietro per effetto della gravità, formando un arco ed incocciando sugli strati superficiali più freddi.

Il plasma caldo, venendo frenato emette una radiazione di Bremsstrahlung nel dominio X. In alcuni casi però questo plasma raggiunge la velocità di fuga e viene sparato via dal Sole: se questo flusso particellare incontra l'orbita del nostro pianeta può provocare fenomeni transienti molto violenti, come tempeste magnetiche di intensa durata.

I filamenti (o protuberanze) sono spesso responsabili dei cambiamenti dell'attività del campo geomagnetico a lungo termine.

I buchi coronali si identificano come le regioni in cui le linee di forza del campo magnetico solare si dipanano verso l'esterno. Tali buchi si trovano generalmente in direzione dei poli solari e funzionano come dei condotto di plasma a bassa densità, che tendono quindi ad accelerare il plasma, che viene lanciato fuori come avviene in una bomboletta spray.

Periodicamente questo plasma veloce incontra la superficie terrestre (grosso modo ogni 27 giorni) e ciò è causa di tempeste magnetiche periodiche.

La maggioranza delle tempeste magnetiche non periodiche vanno invece associate ad effetti secondari delle CMEs ed alle onde d'urto ad esse associate.

Nel 1989 in Canada vi fu il completo collasso della rete elettrica Hydro-Quebec, che produsse un blackout e la perdita di 9.45 GigaWatt di potenza.

Quando un getto di vento solare, sia esso periodico o impulsivo, incontra la Terra la magnetosfera dalla parte di giorno viene compressa dalla pressione del vento solare e ciò tende ad avvicinare la magnetopausa alla superficie terrestre (vedi immagine www-ssc.igpp.ucla.edu/~spetrine/event20000608/movie_20000608_2.gif).

In queste condizioni il campo geomagnetico fluttua violentemente instaurando una tempesta geomagnetica.

Quando c'è una tempesta geomagnetica le correnti ad alte latitudini, che si trovano nella ionosfera, variano rapidamente in risposta alle variazioni del vento solare e queste correnti producono a loro volta un campo magnetico indotto, che induce delle correnti elettriche in ogni conduttore ad esso esposto.

Queste correnti si dicono correnti geomagnetiche indotte, che possono produrre differenze di potenziale di 10Volt per Km di condotto, che integrando su centinaia o migliaia di Km provoca la saturazione della rete. In questi casi, soprattutto in prossimità dell'ovale aurorale, si possono facilmente verificare dei blackouts.

In queste circostanze spesso ne risentono anche le telecomunicazioni radio, che utilizzano la ionosfera per superare la linea d'orizzonte: durante una tempesta geomagnetica di norma è impossibile comunicare agevolmente via radio.

Altro evento degno di nota riguarda i satelliti geostazionari.

Questi satelliti spesso vengono messi in orbita nella bassa atmosfera per sfruttare la frizione atmosferica, potendo quindi rimanere geosincroni. Se però la morfologia nonché la densità dell'atmosfera viene modificata da una tempesta geomagnetica allora questi satelliti necessitano di continue modifiche dell'orbita per aggiustare il loro assetto e non diventare instabili (in questo caso ricadrebbero verso la Terra come successe per lo Skylab nel 1979).

Gli effetti biologici sono drammaticamente noti nel caso degli astronauti e dei piloti, che sorvolano periodicamente i poli magnetici: tali personaggi spesso hanno un'alta indennità di rischio perché si ammalano di tumori a causa delle continue esposizioni alle radiazioni ionizzanti. Questa è la motivazione principale, per cui è sconsigliato alle donne incinte di eseguire voli intercontinentali.

Altro curioso effetto è quello degli uccelli migratori, che perdono l'orientamento durante le tempeste geomagnetiche.

Anche gli esseri umani risentono indirettamente delle tempeste geomagnetiche: è stato messo in relazione l'aumento del tasso di mortalità per infarto dei malati terminali durante le tempeste geomagnetiche, ma anche l'aumento degli incidenti sul lavoro e nel traffico.

Per quello che riguarda il clima invece è famoso il lavoro dell'astronomo britannico Edward Walter Maunder, che notò il diagramma a farfalla dell'attività delle macchie solari (ciclo undecennale).

Lescienze

[Scolari]

In particolare dagli studi storici egli notò che durante il periodo, che va dal 1645 al 1715 il numero di macchie solari fu veramente scarso e tutte furono situate in un unico emisfero (solamente 50 invece delle normali 40000/50000). Questo periodo di bassa attività solare (quiescenza) fu chiamato Minimo di Maunder e coincise con una repentino abbassamento del clima in Europa Settentrionale, che coincise con la piccola era glaciale.

Si suppone che a ridosso del minimo di Maunder il Sole si espanse e rallentò anche la sua rotazione irradiando meno energia verso la Terra.

Un effetto aggiuntivo e secondario del minimo di Maunder riguardò l' ammontare della radiazione cosmica (sotto forma di raggi cosmici) che raggiunse la Terra, che fu molto superiore alla norma.

Oggi esistono vari sistemi di monitoraggio del Sole e di tutti quegli eventi esplosivi (e non), mediante l'uso di satelliti, che lo osservano incessantemente a varie lunghezze d'onda. In questo modo ogni qual volta avviene un CME (brillamento e non) o la Terra risulta esposta ad un forte vento coronale, è possibile dare un allarme di Storm e subStorm magnetico per evitare problemi e non essere colti alla sprovvista.

In questi termini siamo di fronte a delle vere e proprie previsioni meteorologiche spaziali da qui il titolo dell'articolo: Space weather.

Note
(1)La rotazione differenziale del Sole si nota facilmente dalle macchie solari, che presso l' equatore ruotano più velocemente (25gg) rispetto ad una latitudine media di 45° (28gg); ad alte latitudini la velocità di rotazione è ancora minore.

Se il Sole viene visto dall' alto del suo polo nord effettuerà una rotazione ogni 27 giorni quindi, ogni giorno esso compierà una rotazione di 360°/27=13.3°.

Le linee di forza del campo magnetico interplanetario formeranno una spirale, che per grandi raggi (all'altezza dell'orbita di Giove) possono aver compiuto più di un giro.

(2) Il 9 agosto 2006 il fisico olandese Van Allen è morto.

(3) La componente positiva della radiazione intrappolata consiste di protoni (99%), deuteroni (0.5%) e percentuali minori di altri nuclei (elio, ossigeno, ecc.). I protoni sono distribuiti in maniera continua nella regione tra 1.2 e 8 raggi terrestri e raggiungono al massimo una energia di 700MeV.

La componente negativa della radiazione intrappolata consiste di elettroni con energie, che arrivano fino ai 2MeV.

Tra 1.2 e 3.5 raggi terrestri il flusso di elettroni prevale su quello dei protoni, mentre per raggi superiori i due flussi sono circa uguali.

(4)Nel 1910 lo scienziato Theodore Wulf portò un rivelatore per contare il passaggio di particelle cariche sulla cima della Torre Eiffel, e scoprì che contava un numero di particelle cariche maggiore di quante ne contava alla base della torre. Questa fu la prima evidenza dei raggi cosmici, poi seguirono un gran numero di esperimenti.

Si scoprì che l'aumento del numero di conteggi delle particelle cariche all'aumentare dell'altezza rispetto al livello del mare, è dovuto a sciami di particelle create quando nuclei atomici di elevata energia (principalmente protoni) provenienti dallo spazio, collidono con gli atomi dell'atmosfera terrestre.

Queste ricerche mostrarono che tra le particelle create, le quali vennero chiamate raggi cosmici, non ci sono soltanto quelle che compongono la materia ordinaria, elettroni, protoni e neutroni, ma altre di natura allora sconosciuta.

L'osservazione sperimentale dei raggi cosmici porto alla scoperta dei muoni. Queste particelle hanno la stessa elettrica degli elettroni ma sono 210 volte più pesanti, e diversamente dagli elettroni no stabili, cioè non vivono per sempre.

Infatti, dopo una vita media di 2.2 microsecondi (2.2 milionesimi di secondo) il muone subisce un decadimento debole e si trasforma in un elettrone più due particelle neutre di massa nulla (il neutrino-elettrone e il neutrino-muone).

Esistono anche i tauoni che rappresentano la terza generazione della materia assieme agli elettroni ed ai muoni (anche la particelle tau possiedono i loro neutrini).

(5)Le aurore Borealis (o Australis), altrimenti dette luci nordiche, si originano a circa 150 milioni di Km dalla Terra. Le particelle del vento solare 'spazzano' la Terra con un moto supersonico con velocità, che vanno dai 300 ai 1000 Km/s, portandosi dietro congelato il campo magnetico solare. La magnetosfera terrestre funge da scudo per le particelle cariche provenienti dal caldo vento solare. Alcune particelle cariche vengono deflesse dalle linee di forza del campo geomagnetico, mentre altre rimangono intrappolate e sono accelerate.

Queste particelle intrappolate spiraleggiano lungo le linee di forza del campo magnetico in direzione dei poli e, quando irrompono nell'alta atmosfera, vanno ad urtare gli atomi neutri atmosferici, emettendo fotoni per diseccitamento. La gamma cromatica della luce emessa dipende dall'energia dell'elettrone e dal particolare atomo eccitato. In questo modo viene a crearsi l' Ovale Aurorale con un diametro di circa 3000Km nei giorni quieti ad una latitudine media di 60°-70° nord-sud, mentre cresce a dismisura nei giorni in cui vi sono delle tempeste magnetiche e risulta visibile fino a medie latitudini.

(6)Si reputa che questo effetto di espansione/contrazione ciclico su lunghe scale temporali, sia responsabile dei cambiamenti climatici colossali maggiormente che non i cambiamenti climatici prodotti dall' effetto-serra nel passato del nostro pianeta.

(7) Durante il periodo di quiescenza di Maunder negli anelli di accrescimento degli alberi si noto una sovrabbondanza di carbonio-14.

Infatti quando il campo magnetico associato al vento solare è intenso, la Terra, grazie all'opposizione del suo campo geomagnetico tende a ripararsi dai raggi cosmici; ciò provoca una diminuzione della percentuale di carbonio-14 creato appunto dai raggi cosmici nell' alta atmosfera.

Nel caso di campo magnetico debole e quindi di bassa attività solare la Terra risulta meno schermata dai raggi cosmici come avvenne nel periodo caratterizzato dal minimo di Maunder.

Lescienze

[Scolari]

Dei ricercatori della Boston University (BU) in collaborazione con un team di ricerca del Center for Space Physics (CSP) hanno pubblicato la prima chiara evidenza di come i gas vulcanici possono lasciare la superficie di piccoli satelliti (aventi una tenue atmosfera e bassa gravità) ed andare a formare una vasta nube di gas all'interno del sistema solare.

Il satellite in questione si chiama Io ed è uno dei satelliti medicei scoperti da Galileo Galilei che ruota attorno a Giove e che negli anni 80 al passaggio dei Voyager si è scoperto possedere una ingente attività vulcanica, principalmente causata dalle devastanti forze mareali, che investono la sua superficie causate dal pianeta maggiore.

In effetti la peculiare combinazione di dimensione, orbita e distanza ha reso Io, dal punto di vista del vulcanismo, il luogo più attivo che si conosca.

Infatti il satellite supera solamente di 200 Km il diametro della Luna e orbita a stretto contatto con il più grande pianeta del sistema solare; questo ha fatto si che ad oggi siano presenti sulla sua superficie circa 100 vulcani attivi.

Come si nota dall'immagine della sua superficie il satellite risulta tempestato di cicatrici causate dalle recenti colate laviche; la crosta di io è in continuo rifacimento e sono pressoché assenti crateri da impatto, che sono invece la norma dei normali satelliti del sistema solare.

Michael Mendillo, capo del team di ricerca della Boston University afferma che parte dell'emissione di gas di Io può essere direttamente osservata dagli osservatori a terra poiché gli atomi di sodio eruttati dai vulcani della luna gioviana emettono nel visibile e no differenti dalla luce al neon dei lampioni di molte città americane.

In questo modo è possibile utilizzare la nube di sodio, facile da osservare, come tracciante per i composti e gli atomi di più difficile detezione, nonostante essi possano essere anche più abbondanti.

Già nel 1990 fù osservata una grande nube di gas di sodio, che permeava lo spazio circostante alla superficie di Giove e che si protraeva anche a grandi distanze; nonostante fosse chiara l'evidenza della presenza di questa nube, gli scienziati persero il sonno per anni nel tentativo di individuare il processo di fuga capace di generare una tale nube (se tale nube di sodio fosse visibile ad occhio nudo avrebbe un diametro apparente in cielo maggiore di quello della luna piena e quindi risulta a pieno diritto uno dei costituenti del sistema solare di maggior dimensione).

All'immaginazione degli scienziati nel corso degli ultimi anni è venuta in aiuto la tecnologia: il team di ricerca dell'università di Boston ha infatti brevettato un nuovo modo di fotografare queste sorgenti in alta definizione(HDI, high definition) che combina queste diverse immagini in una singola immagine ad altissima definizione (in gergo astrofisico si chiama immagine coadded o mosaicata).

Le immagini, pubblicate su Nature, rivelarono due sorgenti distinte di atomi di sodio che lasciavano la superficie di Io:

una coda di gas simmetrica generata dallo scattering simmetrico degli ioni e degli elettroni nel toro di plasma che circonda Giove; le particelle di plasma sono infatti intrappolate nel forte campo magnetico gioviano e co-ruotano con il periodo orbitale del pianeta (10 ore); tale periodo di rotazione risulta quindi più veloce del periodo di rotazione di Io che è di 2 giorni. In questo modo vi è un continuo vento di plasma, che urta contro la superficie di Io e che causa lo scattering di atomi di sodio (e lo) dalla sua atmosfera.
la seconda componente di gas asimmetrica e variabile nel tempo, viene creata dalle esplosioni di gas e magma causate dall'attività vulcanica di Io; queste esplosioni espellono atomi e gas ad una velocità maggiore della velocità di fuga dalla superficie di Io e quindi vanno ad arricchire il mezzo interplanetario alimentando la scia di gas.
Le osservazioni sono state fatte con il telescopio di 4 metri dell'US Air force situato a Maui (HI).

Per ottimizzare le osservazioni e catturare la debole emissione degli atomi di sodio è stata mascherata la brillante luce emessa dalla superficie di Io tramite uno strumento simile ad un coronografo (come si fa per osservare la corona solare simulando una eclisse totale).

Inoltre sono state prese molte immagini con tempi di esposizioni bassi per non saturare i rivelatori e la sequenza in HDI è stata presa ad intervalli spettrali stretti (utilizzando opportuni filtri), cioè ad intervalli di lunghezza d'onda molto piccoli per enfatizzare il contributo degli atomi di sodio e dei componenti di più debole emissione.

Il passo finale del tema di ricerca è stato quello di unire le 62500 immagini in un'unica immagine ad alta definizione.

Tramite questa immagine si possono individuare le due componenti della scia di gas e si può avere una grandezza scala dell'alone di gas, che fugge dall'atmosfera di Io e che pervade l'orbita di Giove.

Tramite questo lavoro e facendo uso di opportune simulazioni con super-calcolatori, è possibile identificare con maggior facilità ogni processo fisico che genera la nube in questione.

Lescienze

[Scolari]

Un filmato della NASA realizzato con le immagini della sonda Cassini ha rivelato che nel clima delle calotte polari di Giove alcuni fenomeni sono più duraturi di quanto ritenuto in precedenza. La superficie del Pianeta Gigante compresa fra le due zone temperate è caratterizzata da fasce di nubi e tempeste che persistono per periodi anche lunghissimi, come la famosa Macchia Rossa, osservata già da Galileo. Le regioni polari mostrano invece macchie più piccole caratterizzate da una aspetto caotico. Secondo il dottor Ashwin Vasavada del California Institute of Technology a Pasadena, sarebbe lecito aspettarsi che un aspetto caotico sia la manifestazione da un comportamento fisico caotico, ma questo non sembra essere il caso. Il filmato mostra infatti che le piccole macchie delle regioni polari hanno una durata molto lunga e, inoltre, si muovono secondo una dinamica altamente organizzata. La sonda Cassini ha ripreso le immagini in luce infrarossa, per poter osservare le nuvole attraverso lo strato superficiale di nebbia del pianeta. Il filmato integra immagini riprese in un periodo di 70 giorni in una sequenza che dura meno di un minuto, disponibile in rete al sito del Jet Propulsion Laboratory. Le immagini mostrano comunque che nelle regioni polari sono presenti migliaia di tempeste grandi quanto quelle terrestri di maggiori dimensioni. Fino a ora gli scienziati non sapevano quanto fosse lunga la vita di queste tempeste, ma il filmato ha mostrato che la maggior parte di esse era visibile per l'intero periodo della ripresa. Inoltre si è potuto constatare che somigliano molto a quelle più grandi che si sviluppano alle medie latitudini. Le nuove osservazioni sembrano così mettere in crisi almeno alcuni aspetti del modello generalmente accettato della dinamica dell'atmosfera gioviana.

Le grandi tempeste di Giove

La sonda Galileo scruta gli strati bassi dell'atmosfera I grandi moti convettivi che agitano la turbolenta atmosfera di Giove sono alimentati dal calore emanato dallo stesso pianeta: lo hanno svelato le più recenti osservazioni del telescopio spaziale Galileo. La sonda ha permesso infatti di rivelare i meccanismi di scambio energetico tra i diversi strati dell'atmosfera, spessa circa mille chilometri, del pianeta gigante. I temporali nella parte bassa dell'atmosfera somigliano molto a fenomeni meteorologici terrestri noti come complessi convettivi su mesoscala, ma sono alimentati da calore che proviene dal nucleo di Giove. «A causa della copertura delle nubi di ammoniaca, le osservazioni ordinarie non permettono di vedere i temporali che avvengono negli strati più interni dell'atmosfera» ha spiegato Andrew Ingersoll, ricercatore del California Institute of Technology e coautore dell'articolo apparso su «Nature». «La sonda Galileo, invece, ha potuto fotografare un'area della superficie sia prima del tramonto, quando è possibile identificare i vortici che caratterizzano gli strati superiori, sia dopo il tramonto quando, al di sotto di essi, è possibile vedere i fulmini che accompagnano i temporali. Queste piccole tempeste alimentano quelle giganti visibili sulla superficie di Giove anche dalla Terra: la Grande Macchia Rossa, scoperta più di trecento anni fa, è abbastanza ampia da contenere l'intero nostro pianeta.» Secondo le attuali conoscenze, Giove si presenta come una «stella mancata»: non abbastanza massiccio per dare inizio al processo di fusione nucleare, si sta lentamente raffreddando. Formatosi circa cinque miliardi di anni fa, il suo nucleo mantiene ancora gran parte del calore originatosi nel periodo di aggregazione: a causa anche della notevole distanza dal Sole, Giove emette circa il settanta per cento in più del calore che assorbe dalla stella a noi più vicina. «Il risultato più importante è aver scoperto il meccanismo di alimentazione energetica delle tempeste» ha commentato Peter Gerasch, docente di astronomia alla Cornell University. «Sebbene dal punto di vista dinamico siano molto simili a fenomeni temporaleschi terrestri, la sorgente di calore che li genera è il nucleo stesso del pianeta».

Nuove immagini dalla sonda Cassini

Importanti indicazioni sulla composizione della magnetosfera di Giove.
Le recenti fotografie della sonda Cassini hanno fornito immagini mai viste della magnetosfera del pianeta Giove e della sua dinamica. La sonda è attualmente in fase di sorvolo della superficie del pianeta, lungo una traiettoria che la proietterà verso Saturno, dove arriverà nel luglio 2004 per un ciclo di studi del pianeta ad anelli che durerà quattro anni. I ricercatori utilizzano il sorvolo come una opportunità di sfruttare le sofisticate per aumentare le conoscenze del pianeta gigante. «Ogni nuova navicella – ha spiegato Stamatios Krimigis, dell’ Applied Physics Laboratory (APL) presso la Johns Hopkins University – trasporta strumentazioni che aumentano la nostra abilità di vedere oggetti e fenomeni che si trova nello spazio. Con MIMI, questa possibilità è portata al massimo grado: siamo in grado di vedere l’invisibile.» MIMI è uno strumento che comprende la nuova Ion and Neutral Camera e un rivelatore di particelle ad alta energia sviluppati dall’APL, e uno spettrometro sviluppato dall'Università del Maryland. «Rivelando diverse particelle – ha commentato Donald Mitchell dell’APL, che dirige il gruppo di ricerca sulla camera – e discriminando tra di esse a seconda dell’energia e della massa, la camera è capace di ottenere immagini remote della distribuzione globale di queste particelle.» Da una distanza di 9,7 milioni di chilometri, la camera MIMI ha registrato fotografie di Giove ella magnetosfera di Giove piena di particelle energetiche. Messe in sequenza in modo da formare un filmato, esse forniscono uno sguardo su larga scala della compressione e dilatazione della magnetosfera quando è investita dal vento solare. «Queste immagini – ha concluso Krimigis – combinate con altre misurazioni di MIMI hanno dimostrato l’abilità della camera di catturare lo la forma e la dinamica della magnetosfera ma anche informazioni sugli elementi della sua composizione chimica.»

Una nuova luna per Giove

Il pianeta gigante del sistema solare potrebbe ospitare nella sua orbita molti altri piccoli satelliti.
Un’altra novità dallo spazio, scoperta, come spesso accade, quasi per caso. La hanno annunciato la scorsa settimana un gruppo di astronomi di Spacewatch, un programma del Lunar and Planetary Laboratory dell’Università dell’Arizona, che per primi hanno sospettato la presenza del satellite nelle registrazioni del loro telescopio nel novembre del 1999. «Lo abbiamo scoperto, ne abbiamo identificato la posizione e quindi spedito i dati al Minor Planet Center di Cambridge» afferma Jim Scotti, ricercatore del centro di Tucson che si occupa soprattutto di asteroidi e comete, «dopodiché ci siamo praticamente dimenticati di lui». Ma i ricercatori dell’MPC hanno preso in seria considerazione il lavoro. Analizzando le registrazioni del telescopio riprese nell’ottobre dello stesso anno, Tim Spahr del Center for Astrophysics, ha osservato che i dati del telescopio non potevano essere compatibili con l’orbita eliocentrica di un asteroide, e ha identificato con certezza la traccia del primo nuovo satellite gioviano degli ultimi vent’anni. Non ha ancora un nome ufficiale, e va ad aggiungersi alla già lunga lista dei satelliti in orbita intorno al pianeta, ma il nuovo satellite ha già stabilito due primati. Con un raggio di orbita di circa 24,3 milioni di chilometri è incredibilmente lontano dal suo centro di attrazione, superando la distanza dal pianeta della luna Sinope, scoperta nel 1914. Il satellite è inoltre piccolissimo, appena cinque chilometri di diametro e secondo Brian Marsden, direttore dell’MPC, si tratta del più piccolo mai osservato intorno a Giove e, probabilmente, in tutto il sistema solare. Secondo i calcoli degli astronomi il satellite ruota con un’orbita eccentrica e inclinata intorno a Giove, con un periodo di 774 giorni. Gli scienziati si dicono interessati, ma tutt’altro che sorpresi dalla nuova scoperta. «Dal momento che la sfera di influenza del pianeta è così grande, non ho dubbi che una ricerca più approfondita porterà alla scoperta di nuovi satelliti» commenta Charles Kowal della Johns Hopkins University, che sottolinea le possibili interessanti osservazioni che potrebbero derivare dall’analisi accurata delle immagini dei telescopi spaziali.

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Le osservazioni della navicella Cassini rivelano che su Saturno i fulmini sono circa un milione di volte più forti che sulla Terra.
Mentre la navicella Cassini della NASA si avvicinava a Saturno, lo scorso luglio, gli scienziati hanno scoperto che su quel pianeta i fulmini sono circa un milione di volte più forti che sulla Terra. Si tratta soltanto di una delle numerose scoperte che il fisico spaziale Don Gurnett dell'Università dell’Iowa e del team di Cassini ha presentato il 17 dicembre 2004 al convegno dell'American Geophysical Union a San Francisco. Lo studio è stato anche pubblicato online sulla rivista "Science Express". Il confronto fra i lampi enormemente forti di Saturno e quelli della Terra era già iniziato diversi anni or sono, quando la navicella Cassini si stava preparando per il suo viaggio verso Saturno, oscillando attorno alla Terra per ricevere una spinta gravitazionale. A quel tempo, Cassini ha cominciato a rivelare segnali radio provenienti dai fulmini terrestri fino a una distanza di 89.200 chilometri dalla superficie del nostro pianeta. Mentre la navicella si avvicinava a Saturno, invece, ha cominciato a rivelare i segnali radio a circa 161 milioni di chilometri di distanza dal pianeta. Questo significa che i segnali dei lampi di Saturno sono dell'ordine di un milione di volte più potenti di quelli della Terra.

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Cambiamenti climatici di Marte

Il restringimento della calotta polare meridionale del Pianeta Rosso potrebbe indicare un riscaldamento globale del pianeta.
Nuovi dati ottenuti dalle sonde della NASA suggeriscono che su Marte potrebbe essere in corso un riscaldamento globale che modificherà profondamente il clima del pianeta nel corso di poche migliaia di anni. Le immagini ad alta risoluzione ottenute dalla sonda Mars Global rveyor mostrano infatti che la calotta ghiacciata del polo d si è ridotta notevolmente nel corso di due estati marziane consecutive. Ovviamente, il periodo è veramente troppo corto per essere significativo, ma se questo processo dovesse continuare "l'intera calotta polare - come ha affermato Mike Caplinger, del Malin Space Science System - potrebbe scomparire in alcune migliaia di anni". Ma la calotta polare non è fatta di ghiaccio di acqua, come quella terrestre, per cui il risultato della sua scomparsa non sarebbe un'inondazione. I ghiacci marziani sono quasi interamente costituiti di anidride carbonica e l'evaporazione della calotta polare potrebbe fornire Marte di un'atmosfera con una densità pari a un decimo di quella terrestre. Questa sarebbe una buona notizia per i nostri lontani discendenti, che potrebbero passeggiare sulla superficie marziana con una semplice bombola di ossigeno e un bello strato di vestiti pesanti. Secondo David Smith, del Goddard Space Flight Center della NASA, questo restringimento è invece parte di un ciclo climatico molto lungo, che potrebbe essere equivalente a El Niño terrestre. Inoltre, anche le recenti grandi tempeste che hanno interessato l'intero Pianeta Rosso potrebbero aver contribuito all'evaporazione di parte del ghiaccio secco.

Le alluvioni di Marte

l Pianeta Rosso i più grandi canali del sistema solare.
Un gruppo di scienziati potrebbe aver scoperto su Marte i più grandi canali alluvionali del sistema solare. Alcune osservazioni eseguite con l'altimetro laser installato a bordo del Mars Global rveyor hanno infatti rivelato un sistema di antiche valli giganti, larghe fino a 200 chilometri, nascosto sotto a uno strato di lava, ceneri e polvere. Le valli si trovano nell'emisfero settentrionale del pianeta, a nord-ovest del gigantesco vulcano Arsia Mons. La scoperta è stata descritta sulla rivista “Journal of Geophysical Research.” La migliore spiegazione per l'origine di queste strutture è che esse si formarono durante catastrofiche inondazioni che trasportarono, al loro massimo, fino a 50 000 volte più acqua del Rio delle Amazzoni. Secondo i ricercatori, queste valli sono molto importanti, perché sarebbero la prima prova dell'esistenza di un grande oceano in quelle che ora sono le pianure dell'emisfero nord del pianeta. Secondo i primi calcoli, considerando il flusso d'acqua necessario a scavare queste valli, l'oceano ipotizzato nell'emisfero nord, equivalente a circa un terzo dell'oceano Indiano terrestre, si sarebbe riempito in circa otto settimane.

Lampi da Marte

Quando nel 1958 diversi astronomi notarono una serie di lampi provenire dal Promontorio di Edom, una struttura sulla superficie di Marte, ci fu chi suggerì che quei bagliori fossero stati prodotti da piccoli omini verdi che, armati di specchietti, cercassero di mettersi in comunicazione con noi. I ricercatori ipotizzarono, più seriamente, che un allineamento particolarmente favorevole dei pianeti, avesse determinato la riflessione della luce solare da parte di nubi di cristalli di ghiaccio presenti nell'atmosfera marziana. Rimasto affascinato dalla notizia fin da bambino, Thomas Dobbins, divenuto oggi un appassionato astrofilo, decise l'anno scorso di calcolare la data di quando si sarebbe presentato lo stesso allineamento dei pianeti Marte e Terra, coprendo che ciò sarebbe avvenuto nel giugno 2001. Quest'anno, recatosi in Florida, alle 2 e 40 del mattino del 7 giugno ha così potuto osservare per circa 90 minuti, una serie di lampi provenire proprio dal promontorio Eldom. seguiti il giorno successivo da alcuni altri flash. Il fenomeno è stato ripreso da una telecamera collegata a un telescopio da 12 pollici. e segnalato nella International Astronomical Union Circular 7642 sempre dell'8 giugno. Il fatto che il fenomeno sia stato osservato nelle stesse circostanze astronomiche del 1958 - ha osservato Tim Parker, un planetologo del Jet Propulsion Laboratory di Pasadena, pone tuttavia in questione la spiegazione finora accettata: che una nube di cristalli di ghiaccio transiti esattamente sullo stesso punto della superficie di Marte proprio quando dopo 43 anni i pianeti si ritrovano nello stesso allineamento, sembra un caso eccessivamente fortunato. Parker ha suggerito di approfondire il fenomeno ricercando la comparsa di analoghi lampi di luce con la sonda Mars Observer.

Le tempeste di Marte

Un'enorme tempesta di sabbia ricopre metà della superficie marziana.
Marte non è un pianeta dalla meteorologia tranquilla e, ogni tanto, viene spazzato da enormi tempeste di sabbia che possono interessare una percentuale notevole della superficie del pianeta. Proprio in questo momento è in corso una di queste tempeste, la più grande da quando la sonda Mars Global rveyor arrivò sul Pianeta Rosso, nel 1997. Nonostante abbia già dimensioni imponenti, gli scienziati si aspettano che la tempesta aumenti ancora di intensità nei prossimi mesi, arrivando magari a ricoprire l'intera superficie marziana, come avvenne negli anni settanta all'arrivo della sonda Mariner 9. Gli scienziati hanno osservato l'inizio di questa tempesta il 15 giugno scorso, quando una regione del bacino Hellas apparve coperta di polveri. Dieci giorni dopo la tempesta iniziò ad aumentare di intensità e a espandersi. Al momento la tempesta interessa già metà della superficie del pianeta ma non dovrebbe influenzare i piani per l'arrivo della sonda Mars Odissey, previsto per il prossimo ottobre. Gli scienziati continueranno comunque a osservare questa tempesta, soprattutto per mettere alla prova le loro capacità di prevederne il comportamento.

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