Magnetismo terrestre
(geomagnetismo)
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Un
campo magnetico può essere matematicamente rappresentato da un
vettore, insieme di numeri che rappresentano l'ampiezza e la direzione
della variabile in ciascun punto di una superficie o di un volume.
Il campo magnetico terrestre è generalmente descritto da
un'ampiezza e da due angoli che fissano il suo orientamento, noti come
inclinazione e declinazione. Alcuni strumenti di misura sono sensibili
solo ad alcune componenti del campo magnetico, come nel caso della
bussola che indica l'orientamento orizzontale (declinazione), ma non
quello verticale (inclinazione) o l'ampiezza.
La distribuzione spaziale del magnetismo terrestre
è generalmente approssimata con quella che sarebbe prodotta da
un corto ed intenso dipolo localizzato vicino al centro della Terra e
spostato rispetto all'asse di rotazione. L'introduzione di ulteriori dipoli (caratterizzati da minore
intensità e con differenti orientamenti) consente di
perfezionare tale modello ed adattarlo alle caratteristiche locali.
Il campo misurato alla superficie terrestre,
oltre a non essere costante nel tempo (con oscillazioni a lungo termine
dell'ordine di anni), è sensibile alla distribuzione di depositi
minerali locali ed interagisce con le particelle elettricamente e
magneticamente cariche provenienti dal Sole.
L'attività geomagnetica terrestre
è quindi un fenomeno indotto dal vento solare, flusso costituito
da un plasma di elettroni liberi e ioni espulsi dal Sole: in presenza
di forti perturbazioni sulla stella, il vento solare può
aumentare considerevolmente la sua velocità di interazione con
la magnetosfera terrestre alterandone la distrubuzione e producendo
brusche ed improvvise variazioni del campo.
Si osservano anche variazioni giornaliere dovute all'azione combinata
del riscaldamento solare che induce correnti elettriche circolanti
nella parte superiore dell'atmosfera, e all'effetto marea causato
dall'azione gravitazionale solare che ridistribuisce il plasma
ionosferico.
Sono registrabili simili variazioni (anche se con
intensità molto inferiore) prodotte dall'effetto mareale della
Luna che induce deboli correnti ionosferiche.
Altre variazioni non periodiche sono prodotte da fenomeni fisici
identici a quelli responsabili del vento solare: in corrispondenza di
zone peculiari della corona, chiamate buchi coronali, il locale campo
magnetico consente una libera uscita del vento solare. Alcune
particelle "spazzolano" la magnetosfera terrestre che, in risposta,
subisce espansioni e contrazioni.
I brillamenti solari sono sorgenti di
intensa radiazione elettromagnetica, raggi X, radiazione ultravioletta
e particelle cariche (elettroni, protoni, nuclei piu' pesanti). Tale
radiazione aumenta la percentuale di ionizzazione della ionosfera
terrestre, mentre le particelle sono generalmente deviate dal campo
magnetico terrestre. Le distorsioni più ampie della magnetosfera
terrestre sono causate da espulsioni di massa coronale.
L'intensità
del campo magnetico totale misurabile sulla superficie terrestre varia
fra 0.1 e 1.0 Gauss (0.00001 e 0.0001 Tesla), generalmente diretto
verso i poli magnetici con direzione orizzontale predominante verso i
tropici e le medie latitudini, ed è inclinato, in direzione
verticale, verso le regioni polari. Si registrano variazioni temporali
più piccole di due o più ordini di grandezza durante il
giorno e la notte, su scale di tempo che variano da pochi secondi a
diverse ore (fino ad un giorno intero). |
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Attività solare e geomegnetismo
Il radio-Sole e gli effetti ionosferici associati |
Il
Sole è stato uno dei primi oggetti studiati dai radioastronomi,
non tanto per le sue particolari caratteristiche emissive, quanto per
la vicinanza alla Terra che lo rende molto "brillante" nel visibile e
nella banda radio.
Numerosi sono i fenomeni elettromagnetici che si originano nel Sole,
fenomeni che possono essere studiati senza troppe difficoltà da
appassionati volenterosi e motivati: nelle note seguenti forniremo
alcune indicazioni introduttive, utili per inquadrare le reali
possibilità di sperimentazione in questo campo.
Semplificando la fenomenologia, si classificano le radioemissioni solari in 3 principali componenti:
- componente termica del "Sole quieto" (quella relativa
ad un periodo di minima attività delle macchie solari),
sempre presente;
- emissioni lentamente variabili;
- componenti del "Sole attivo" causate dall'attività delle macchie solari e dei brillamenti.
Le ultime due componenti sono legate all'attività delle macchie
solari: quella lentamente variabile, di origine termica, proviene dalle
regioni del disco sopra le macchie dove è più elevata la
densità di elettroni. La temperatura di queste regioni supera i
due milioni di gradi, contribuendo ad aumentare sensibilmente il
livello medio di emissione associato alla radiazione del "Sole quieto",
con intensità lentamente variabile e proporzionale al numero di
macchie presenti sul disco (il flusso radio legato a questo meccanismo
segue il ciclo undecennale delle macchie solari). |
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Radioemissioni di flare solari.
In questa composizione sono sovrapposte immagini ottiche e radio di
intensi flare solari che sono stati registrati il 17 Giugno 1989 con il
radiointerferometro VLA di Socorro alla frequenza di 4.9 GHz.
Le sequenze di immagini mostrano chiaramente l'evoluzione del fenomeno
evidenziando l'aumento nell'intensità del segnale radio fino al
suo valore massimo (riquadro in basso a destra). |
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Conseguenza
di un brillamento sulla superficie del Sole è una forte tempesta
(burst) di energia elettromagnetica proiettata nello spazio.
E' possibile misurare
la componente radio di tali emissioni utilizzando ricevitori
commerciali per HF e VHF in grado di rivelare segnali modulati in
ampiezza (AM) ed equipaggiati con semplici antenne: i comuni ricevitori
FM non sono adatti allo scopo. Nel caso si scelga la gamma VHF
può rendersi necessario l'inserimento di un preamplificatore RF
fra antenna e ricevitore, soprattutto se è installato un lungo
cavo di collegamento fra i due dispositivi.
Molto utili, per
iniziare "osservazioni" radio dei fenomeni solari in gamma VHF, sono i
ricevitori AM per banda aeronautica sintonizzati nell'intervallo di
frequenze da 120-140 MHz.
Diverse case producono kit elettronici per il montaggio di semplici ed economici apparecchi adatti allo scopo.
Il sistema può essere associato ad una semplice antenna yagi a 3 elementi puntata verso il Sole.
E' possibile
registrare i burst solari a frequenze intorno a 20-30 MHz utilizzando
il ricevitore HF RadioAstroLab descritto nella pagina Esperimenti nelle
bande MF e HF, collegato ad un adatto dipolo o ad un'antenna yagi HF. |
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| La mappa delle radioemissioni solari
dovute ai brillamenti (vedi figura) appare molto più ampia di
quella occupata dalle macchie solari. |
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Il monitoraggio dei brillamenti solari:
SID (Sudden Ionosphere Disturbance) |
Un
metodo indiretto largamente utilizzato per monitorare i brillamenti
solari, quindi rivelare i cosiddetti effetti ionosferici, prevede il
monitoraggio permanente, in banda VLF (tipicamente a frequenze
inferiori a 150 kHz), di un forte e stabile segnale proveniente da una
stazione radio abbastanza distante, registrando le variazioni di
intensità dell'emissione nel tempo.
Quando si verificano intensi brillamenti solari sono emessi fasci di
radiazione X che investono la ionosfera terrestre (lo strato di
particelle elettricamente cariche dell'atmosfera superiore),
"perturbando" le sue capacità di riflessione verso le radioonde
e causando un'accentuato fading, con progressivo e lento decadimento di
intensità del segnale ricevuto. Questo sistema è considerato abbastanza affidabile per il
monitoraggio dei brillamenti. Per garantire una corretta ricezione del
segnale è indispensabile utilizzare un ricevitore stabile in
frequenza e con il circuito dell'AGC (controllo automatico del
guadagno) disattivato: solo in questo modo si ha la certezza che le
variazioni di intensità del segnale non sono causate da
instabilità del sistema ricevente.
I brillamenti solari emettono anche particelle
cariche ad elevata
velocità che in un paio di giorni raggiungono la superficie
della Terra (mentre le radioonde ed i raggi X impiegano circa 9 minuti)
interagendo con il campo magnetico terrestre e deformandolo. Alcune
particelle sono incanalate e "guidate" lungo le linee di forza
del campo attraverso i poli, producendo il caratteristico fenomeno
delle aurore polari. La distorsione del campo magnetico terrestre
produce il fenomeno chiamato "tempesta geomagnetica" (geomagnetic
storm) osservabile con i magnetometri.
Qualsiasi corpo irradia onde elettromagnetiche in proporzione alla sua
temperatura fisica: tale meccanismo di radiazione è chiamato
termico in quanto strettamente legato alla temperatura fisica
dell'oggetto emittente (legge di Planck).
La componente radio del "Sole quieto" è un'emissione termica
proveniente dal gas caldo ionizzato, corrispondente ad una temperatura
superficiale della fotosfera pari a circa 6000 K, facilmente rivelabile
in banda SHF (dove tale meccanismo d'emissione è più
intenso) anche da impianti amatoriali, utilizzando, ad esempio, i vari
ricevitori SHF descritti nella pagina Ricevitori Total-Power e
Radiospettrometri in banda SHF.
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Schematizzazione
della procedura di studio dei fenomeni SID che utilizza un monitoraggio
continuo di alcune stazioni radio operanti in banda VLF con lo scopo di
evidenziare variazioni dei segnali riflessi dalla ionosfera causate da
fluttuazioni delle sue caratteristiche di ionizzazione indotte da
fenomeni transienti di origine solare.
In
basso sono mostrati lo schema a blocchi (significativi nel
funzionamento per la maggior parte dei sistemi amatoriali utilizzati
per il monitoraggio dei fenomeni SID) ed un prototipo di ricevitore
VLF sviluppato da RadioAstroLab. Il sistema è in fase di
test e di perfezionamento: prossimamente su queste pagine saranno
forniti i dettagli tecnici definitivi insieme a tutte le informazioni
commerciali sulla disponibilità dell'apparato come prodotto
finito e come kit di montaggio per gli appassionati. In tutti i
casi, ampia documentazione è reperibile sul web (vedi la
pagina dei link) relativamente alla fenomenologia e alla
possibilità di realizzare efficienti ed economici sistemi di
ricezione.
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(fare click sull'immagine per ingrandirla)
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| Progetti & Approfondimenti |
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http://www.radiosky.com
Altri importanti siti di riferimento sulla radioastronomia solare sono rintracciabili nella pagina dei collegamenti ad altri siti interessanti.
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| I burst solari
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I burst solari si classificano come:
TIPO I:
eventi brevi a banda stretta che, di solito, si verificano
contemporaneamente ad emissioni continue a larga banda. Hanno durata
variabile da poche ore ad alcuni giorni.
TIPO II:
emissioni che si manifestano con una lenta deriva spettrale dalle
frequenze più alte a quelle più basse. Mostrano spesso
una struttura caratterizzata da una frequenza fondamentale e da una
seconda armonica.
TIPO III:
emissioni caratterizzate da rapida deriva spettrale dalle frequenze
alte a quelle basse. In molti casi si evidenziano armoniche e sono
spesso accompagnati da rapidi "flash" di fase dovuti ad intense
esplosioni di energia elettromagnetica (flare).
TIPO IV: emissioni continue a banda larga associate a brillamenti (flare).
TIPO V:
emissioni continue a larga banda che possono apparire insieme a burst
di tipo III. Hanno durata pari a circa 1 o 2 minuti, maggiore al
diminuire della frequenza.
L'attività alla superficie del Sole è
evidenziata dalla densità di macchie solari che appaiono come
aree scure sulla fotosfera, fluttuando in frequenza entro un ciclo di
attività approssimativamente pari ad 11 anni. Sono regioni scure
perché più "fredde" rispetto al fondo: la loro
temperatura è dell'ordine di 4000 K, mentre quella della
superficie circostante è di 6000 K.
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Le macchie solari
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Nelle
macchie solari si localizzano intensi campi magnetici e, sulla parte
immediatamente superiore dell'atmosfera, si verificano spesso intensi
brillamenti (flare) che producono potenti burst di radio energia a frequenze comprese fra circa 5 MHz e 300 MHz.
Spesso, durante i brillamenti più intensi,
è emesso un intenso flusso di particelle cariche (raggi cosmici)
ad alta energia viaggianti alla velocità di 500-1000 km/s:
quando tali particelle raggiungono il campo magnetico terrestre sono
causa di intensi disturbi radio e tempeste magnetiche con formazioni di
aurore.
A differenza della radiazione proveniente dalla
maggioranza delle radiosorgenti celesti, che risulta non polarizzata,
quella associata ai brillamenti solari è a polarizzazione
circolare, essendo causata dalle traiettorie a spirale degli elettroni
che seguono il locale, intenso, campo magnetico associato al
brillamento.
Gli studi radioastronomici sul Sole sono condotti con osservazioni dirette, osservando e registrando gli effetti della radiazione solare sulla ionosfera terrestre. |
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