Vento Aurorale

Osservando la circolazione atmosferica che si manifesta sopra i 60 km di altezza, sovente si fa riferimento a due tipologie differenti di correnti.
Si riscontrano infatti le correnti neutre: in questo caso le molecole allo stato neutro dell’aria, sono influenzate da fattori termici.
Inoltre si riscontrano delle correnti eletriche: in questo caso le molecole dell’aria che si trovano allo stato ionizzato, sono influenzate da fattori elettromagnetici.
Tutto questo innesca due sistemi di correnti complesse e distinte tra loro.
Più si sale con l’altezza, più la concentrazione ionica dell’aria aumenta, questo per il fatto che l’aria a queste altezze è più soggetta alle radiazioni ionizzati (UV) di natura, sia cosmica che solare.
Da sottolineare che a tali altezze l’aria è estremamente rarefatta e dunque le molecole dell’aria sono libere di spostarsi molto più velocemente, di conseguenza la temperatura cinetica (temperatura con il quale si spostano le molecole) diviene gradualmente più elevate all’nterno della troposfera, ossia a partire dai 90 km di altezza, fino a raggiungere i circa +700°C a circa 800 km di altezza.

Ma andiamo con ordine:
Con il termine ionosfera si intende convenzionalmente la regione dell’alta atmosfera che si estende da 50 a 1000 km circa sopra la superficie terrestre in cui la densita’ di elettroni e ioni liberi raggiunge valori fisicamente rilevanti tali da influenzare sensibilmente l’indice di rifrazione nei riguardi delle radioonde (3kHz-30MHz). Tale ionizzazione, che e’ piu’ bassa negli strati ionosferici inferiori e cresce negli strati più alti, e’ prodotta principalmente dalle radiazioni UV e, in misura minore, dai raggi X provenienti dal Sole ed in effetti, a causa della rotazione terrestre, segue un andamento diurno edè massima a mezzogiorno.
Riguardo il processo di ionizzazione oltre al Sole, che fornisce il massimo contributo, bisogna considerare anche i raggi cosmici che, seppur in minima parte, sono causa anche loro della presenza di elettroni e ioni liberi nell’atmosfera; inoltre variazioni piu’ o meno importanti nella distribuzione della ionizzazione sono prodotte da qualsiasi tipo di fenomeno di trasporto e di propagazione ondosa che caratterizza l’atmosfera stessa. Ed e’ proprio a causa della sua estrema sensibilita’ nei confronti di fenomeni atmosferici di vario tipo che la ionosfera puo’ essere utilizzata come un sensibile indicatore di variazioni atmosferiche. La figura 1 mostra il tipico profilo di densita’ elettronica notturno e diurno che caratterizza la ionosfera. Osservando tale profilo si distinguono diverse regioni ionosferiche con densita’ elettronica crescente, identificate convenzionalmente dalle lettere D, E, F1 e F2. L’esistenza di diverse regioni ionosferiche, ognuna caratterizzata da un determinato massimo di densita’ elettronica, e’ dovuta al fatto che la densita’ degli atomi che possono essere fotoionizzati decresce con l’altitudine, mentre l’intensita’ della radiazione solare cresce; questi due effetti opposti producono uno strato di elettroni con un massimo ad una certa altezza e dato che la composizione atmosferica varia con la quota, e differente e’ la risposta delle diverse specie atomiche alle radiazioni solari, la densita’ elettronica presenta un andamento con la quota caratterizzato da massimi e minimi relativi che identificano diverse regioni ionosferiche. Il grado di ionizzazione alle varie altezze cambia in misura considerevole con il ciclo d’attivita’ solare, con il tempo (variazione diurna e stagionale), con la localita’ geografica (medie latitudini, zone polari e equatoriali), con le condizioni geomagnetiche e in concomitanza di alcuni disturbi solari, geomagnetici e atmosferici.

Regione D:
La regione D si estende da circa 40 a 90 km sopra la superficie terrestre. In condizioni di quiete questo strato e’ presente solo di giorno mentre in concomitanza con elettroni e protoni ad alta energia provenienti dal Sole, associabili a disturbi di natura geomagnetica, addizionali strati D di ionizzazione possono essere prodotti in qualsiasi momento del giorno e della notte. La ionizzazione di questo strato e’ comunque molto bassa ed in effetti le onde radio HF non vengono riflesse dallo strato D che e’ principalmente responsabile dell’assorbimento, maggiore durante il giorno e minimo di notte. Infatti gli elettroni posti in movimento dal campo elettrico dell’onda che si propaga collidono con le molecole neutre presenti in grande concentrazione, sottraendo così energia all’onda che si propaga. Le osservazioni e la teoria dimostrano che al crescere della frequenza diminuisce l’assorbimento sofferto dall’onda radio. Pertanto maggiore e’ la frequenza, minore

Regione E:
La regione E si estende da 90 a 140 km circa sopra la superficie terrestre. Come lo strato D anche lo strato E segue un tipico andamento diurno con un massimo in corrispondenza del mezzogiorno locale. In condizioni di quiete e’ pero’ possibile, al contrario di quanto accade per lo strato D, avere un residuo di ionizzazione durante le ore notturne. Tale strato presenta diverse irregolarità come delle formazioni sporadiche (indicate con le lettere Es), che alle medie latitudini si presentano con occorrenza maggiore nelle ore notturne e nei mesi estivi, e uno strato chiamato E2. In questa regione gli ioni sono principalmente O2+.

Regione Es:
È uno strato sporadico, che compare talvolta alla quota di 100 km, per brevi intervalli di tempo (da pochi minuti a qualche ora). È caratterizzato da nubi elettroniche di forma lamellare e piccolo spessore (2 km circa), fortemente ionizzate, in grado di supportare la propagazione fino a 20 MHz. Attualmente si stanno studiando diverse cause che potrebbero concorrere alla formazione dello strato Es; per esempio, il calore prodotto dalla disintegrazione di sciami meteorici che entrano nell’atmosfera può creare delle scie di intensa ionizzazione, interpretabili come strati Es.

Regione F:
Dal punto di vista delle comunicazioni HF la regione F è la più importante della ionosfera, poichè in essa si raggiungono le massime concentrazioni di densità elettronica. Durante il giorno vi possono essere due strati separati, lo strato F1 e lo strato F2, che di notte comunque si fondono in un unico strato F usualmente denominato strato F2. Lo strato F1, solo diurno, e’ il più basso e si estende da circa 140 a 240 km. Lo strato F2, il cui massimo di densita’ elettronica e’ minimo durante le ore notturne, si estende da circa 245 a 400 km ed e’ presente nell’arco delle 24 ore. Nella parte bassa della regione F gli ioni sono principalmente NO+ mentre nella parte alta sono principalmente O+.

Un’onda radio che raggiunge la ionosfera forza gli elettroni liberi ad oscillare alla stessa frequenza del suo campo elettrico. Se l’energia di oscillazione non viene persa per ricombinazione (cioè se la frequenza di ricombinazione è minore della frequenza dell’onda), gli elettroni cesseranno di oscillare reirradiando l’onda verso terra. Maggiore è la frequenza dell’onda incidente, maggiore sarà il numero di cariche libere necessarie per reirradiare l’onda. Nel caso non ci siano abbastanza cariche pronte ad oscillare, la riflessione totale (e quindi la propagazione ionosferica) non può avvenire.

Lo schema qui riportato, illustra bene le componenti divise a strato della magnetosfera: lo strato che sovrasta la ionosfera.
La plasmasfera (Plasma Sheet), chiamata anche: cinture o fasce di Van Allem (colui che le scopri) è la parte più densa e prossima alla terra della magnetosfera.

La magnetosfera ha una forma molto asimmetrica, in quanto il vento solare comprime le sue linee di forza rendendola schiacciata dalla parte del Sole, mentre dalla parte opposta essa forma una lunga coda magnetica, fino a 60 raggi terrestri di distanza. Le zone della magnetosfera di maggiore densità di particelle sono due grandi “cinture” chiamate fasce di Van Allen: la prima, originata principalmente dai raggi cosmici si estende tra i 2500 e i 5000 km di quota; la seconda, connessa maggiormente al vento solare, va da 10000 a 50000 km circa, con un massimo di intensità a 19000 km dalla Terra.
A una distanza superiore ai 100 000 km, invece, l’intensità del campo magnetico decresce in modo rilevante. Tale regione, al confine fra la zona dominata dal campo magnetico terrestre e quella, più estesa, dove il vento solare può fluire quasi indisturbato, è detta magnetopausa.
Quando sul Sole si verificano fenomeni di attività, come i brillamenti e i CME (Coronal Mass Ejection), vengono emesse grandi quantità di raggi X, che disturbano la ionosfera aumentando notevolmente il numero di atomi ionizzati, e di particelle ad alta energia che impiegano, a secondo della loro velocità, circa un paio di giorni per arrivare in prossimità della Terra. Questa corrente di particelle viene frenata e deviata dal campo terrestre, che a sua volta ne viene disturbato e distorto. A queste tempeste magnetiche, facilmente rilevabili anche in superficie, è spesso associato lo spettacolare fenomeno delle aurore polari, le eff imere strisce e macchie colorate che percorrono il cielo alle alte latitudini. Esse sono causate da elettroni e protoni di origine solare immessi nella magnetosfera in prossimità dei poli magnetici che, intrappolati dalle linee di forza, urtano gli strati superiori dell’atmosfera, provocando l’emissione di luce da parte degli atomi alle frequenze loro caratteristiche. In particolare, intorno ai 400 km di altezza gli atomi di ossigeno emettono con un colore verde, mentre verso i 1000 km le molecole ionizzate di azoto emettono nel blu e gli atomi di ossigeno nel rosso. Tutti questi colori sono visibili nelle regioni con alte latitudini, mentre a latitudini più basse sembrano prevalere nettamente le aurore rosse.

Fasce di Van Allen:
La fascia di van Allen è un toro di particelle cariche (plasma) trattenute dal campo magnetico terrestre. Quando la fascia è eccitata, alcune particelle colpiscono l’alta atmosfera e danno luogo a una fluorescenza nota come aurora polare. La presenza della fascia di van Allen era già stata teorizzata prima dell’era spaziale, ma ottenne una conferma sperimentale solo con il lancio delle missioni Explorer 1 (31 gennaio 195 ed Explorer III, sotto la supervisione del prof. James van Allen. I primi studi sistematici della fascia di radiazioni furono eseguiti grazie alle sonde Explorer IV e Pioneer III.
Da un punto di vista qualitativo, è utile notare che la fascia di van Allen consiste in realtà di due fasce che circondano il nostro pianeta, una interna ed una più esterna. Le particelle cariche sono distribuite in maniera tale che la fascia interna consiste principalmente di protoni, mentre quella esterna consiste principalmente di elettroni.
Sebbene il termine fasce di van Allen si riferisca esplicitamente alle cinture che circondano la Terra, simili strutture sono state osservate attorno ad altri pianeti. Il Sole, al contrario, non possiede fasce di radiazioni durevoli nel tempo.
L’atmosfera terrestre limita inferiormente l’estensione delle fasce ad un’altitudine di 200-1000 km; il loro confine superiore non arriva oltre i 40.000 Km ( che corrispondono a circa 7 raggi terrestri) di distanza dalla superficie della Terra. Le fasce si trovano in un’area che si estende per circa 65 gradi a Nord e a d dell’equatore celeste.
La fascia di van Allen esterna si estende ad un’altitudine di circa 10.000–65.000 km ed è particolarmente intensa tra i 14.500 km e i 19.000 km. Si ritiene che essa consista di plasma intrappolato dalla magnetosfera della Terra. Il satellite sovietico Luna 1 ha registrato la presenza di pochissime particelle altamente cariche all’interno di questa fascia. Qui gli elettroni mostrano un flusso particolarmente intenso, e quelli con un’energia cinetica E > 40 keV possono disperdersi nello spazio interplanetario. Questa continua perdita di particelle cariche è un effetto del vento solare.
La fascia esterna contiene diversi tipi di particelle, fra cui elettroni e numerosi ioni. La maggior parte degli ioni compare sotto forma di protoni energetici, ma vi è anche una certa percentuale di particelle alfa e di ioni di ossigeno O+, simili a quelli presenti nell’atmosfera ma assai più energetici. La presenza di diverse categorie di particelle suggerisce che la fascia sia generata dalla concomitanza di diversi fenomeni.
Rispetto alla fascia interna, quella esterna è più estesa ed è circondata da una regione a bassa intensità nota come ring current. Essa contiene inoltre una maggiore varietà di particelle ed è caratterizzata da un livello di energia minore (meno di 1 MeV), che aumenta significativamente solo quando una tempesta magnetica provoca la risalita di nuove particelle dalla magnetosfera.
Il merito della scoperta della fascia esterna è conteso fra gli Stati Uniti (con l’Explorer IV) e l’Unione Sovietica (con gli Sputnik II/III).
Si ritiene comunemente che le fasce di van Allen siano il risultato della collisione del vento solare con il campo magnetico terrestre. La radiazione solare viene quindi intrappolata dalla magnetosfera. Le particelle elettrocariche vengono respinte dalle regioni dove il campo magnetico è più intenso, ovvero quelle polari, e continuano a rimbalzare in direzione nord-sud nelle zone tropicali ed equatoriali.
La separazione fra la fascia interna e quella esterna è causata dalla presenza di onde radio a bassa frequenza che respingono le eventuali particelle che potrebbero venirsi a trovare in tale regione. Tempeste magnetiche particolarmente intense possono spingere delle particelle cariche in questa zona, ma entro pochi giorni l’equilibrio viene ristabilito. Si pensava inizialmente che queste onde radio fossero generate da turbolenze presenti nelle fasce stesse, ma un recente studio ad opera di James Green, del Goddard Space Flight Center della NASA, ha evidenziato un legame con le misurazioni dell’intensità e della distribuzione dei fulmini effettuate dal satellite Micro Lab 1.
In passato l’Unione Sovietica accusò gli Stati Uniti di aver dato origine alla fascia di van Allen interna a seguito di test nucleari effettuati nel Nevada; allo stesso modo, l’URSS stessa è stata accusata dagli statunitensi di aver generato la fascia esterna. Non è chiaro come gli effetti degli esperimenti nucleari avrebbero potuto superare l’atmosfera e raggiungere l’altitudine che caratterizza le fasce di radiazioni; certamente non è stata osservata alcuna diminuzione apprezzabile della loro intensità da quando i test nucleari nell’atmosfera sono stati banditi per trattato.

Cercherò di andare con ordine, spiegando il più semplicemente possibile le differenti correnti che si riscontrano all’interno della magnetosfera.
Inoltre cercherò di spiegare il rapporto (scambio ionico) magnetosfera-ionosfera che si manifersta grazie ad una sorta di circolazione elettrica.

Partendo dall’interno verso l’esterno, della magnetosfera, si distinguono le correnti ad anello (Ring Current) chiamate anche Elettrogetto equatoriale (Electroject Equatorial): le fasce di Van Allen infatti sono percorse da correnti che si spostano lungo il piano equatoriale terrestre, che percorrono tutto il globo in senso orario.

Si distinguono due diverse Ring Current, quella interna che appunto percorre tutto il piano equatoriale terrestre, mentre quella esterna dovendo percorrere una distanza maggiore, si indebolisce nell’emisfero notturno a tal punto da fermarsi quasi completamente, dunque la Ring Current esterna interessa solo l’emisfero diurno grazie ad una maggior ionizzazioni indotta dalla radiazione UV del sole.

Le immagini sottostanti, sono una rappresentazione della Plasmasfera (cinture di Van Allen) vista alla luce ultravioletta:

Si possono rilevare due fasce aventi una concentrazione elettronica elevata, le Ring Current interessano dunque le due fasce rilevabili:

Nubi magnetizzate, Red Spriters e Blue Jet:

Un fenomeno interessante, riguarda proprio le nubi magnetizzate, invisibili, ma che assumono grande importanza per coloro che praticano la radio amatoriale.
Come detto in precedenza, all’interno della ionosfera, esiste uno strato chiamato Es (E sporadico) presente solo in determinate circostanze.

Lo strato Es corrisponde con uno strato entro il quale possono formarsi nubi con un elevata concentrazione ionica ad altezze comprese tra i 90 e i 110 km di altezza.
Un fenomeno che potrebbe sopratutto essere il risultato di impatti meteorici, che infammandosi proprio a queste altezze, ionizzerebbe l’aria circostante, creando “nubi” di alta concetrazione ionica.
Un’altro evento in grado di dar luogo a nubi mangetizzate, sono i Blu Jet e i Red Sprites.
Si tratta in entrambi i casi, di potenti scariche elettriche, che dalla sommita di supercelle o multicelle temporalesche si scaricano a circa 100 km di altezza, anche in questo caso, il fenomeno da luogo ad una forte ionizzazione dell’aria circostanze all’interno della bassa ionosfera.
Sovente questi generi di fulmini, vengono confusi, come grossi dischi volanti che si inalzano verso il cielo a grandi velocità, questo anche per il semplice fatto, che possono essere osservati quando la sommità della supercella temporalesca si trova ben oltre l’orizzonte.

Onde di marea: grossi moti convettivi all’interno della troposfera, in presenza di temporali o perturbazioni atmosferiche, possono perturbare a breve, il normale flusso elettrico all’interno della bassa ionosfera.
Al culmine di una formazione temporalesca, lo stato di agitazione è fortissimo e quest’agitazione è in grado di trasmettere onde gravitazionali fino alla Mesosfera, turbando così l’andamento ionico a queste altezze.
Anche sistemi circolatori stagionali: come quella lunga colonna d’aria ascendente che si riscontra sopra il polo dell’emisfero estivo, può produrre importanti onde di marea, che si propagano dai 90 km di altezza con velocità di alcune centinaia di m/s, fino alla medio-bassa termosfera: entrando in contrasto con i forti venti ionosferici che possono scorrere a oltre 300 km/h, formano a loro volta lo strato Es, essenziale per chi pratica la radio amatoriale.