EFFETTI SULL'ATMOSFERA TERRESTRE DEL VENTO SOLARE E DEI RAGGI COSMICI

Raggi cosmici I raggi cosmici sono particelle subatomiche, principalmente protoni e particelle alfa, che viaggiano nello spazio a velocità vicine a quella della luce. Se non ci fosse l'atmosfera che ne assorbe una buona parte, la Terra sarebbe bombardata da alte dosi di radiazione cosmica nociva per gli esseri viventi.

PROPRIETÀ

I tre parametri principali che caratterizzano le particelle dei raggi cosmici sono la carica elettrica, la massa a riposo e l'energia; quest'ultima dipende dalla massa e dalla velocità. Tutti i metodi di rivelazione dei raggi cosmici forniscono informazioni circa i precisi legami di queste tre grandezze. Ad esempio, la traccia lasciata da un raggio cosmico in un'emulsione fotografica dipende dalla carica e dalla velocità e può essere confrontata con il valore dell'energia ottenuto per mezzo di uno spettrometro a ionizzazione. I rivelatori per raggi cosmici sono collocati su palloni o sonde posti al di fuori dell'atmosfera; in corrispondenza di un valore fissato della carica e della massa, essi permettono di calcolare il numero di particelle caratterizzate da un determinato valore dell'energia.

I raggi cosmici sono costituiti principalmente da protoni (87%) e da particelle alfa (12%), ma contengono anche piccole percentuali di elementi pesanti. Per comodità gli astronomi dividono gli elementi chimici in leggeri (litio, berillio e boro), medi (carbonio, azoto, ossigeno e fluoro) e pesanti (tutti gli altri elementi). Gli elementi leggeri, che costituiscono lo 0,25% dei raggi cosmici, rappresentano solo 1 miliardesimo di tutta la materia dell'universo; si ritiene pertanto che la loro presenza nei raggi cosmici sia il risultato della frammentazione di elementi pesanti entrati in collisione con protoni, nel corso del loro viaggio attraverso lo spazio interstellare. Dalle abbondanze degli elementi leggeri nei raggi cosmici si può dedurre che questi ultimi devono passare attraverso una quantità di materia equivalente a uno strato d'acqua spesso circa 4 cm. Gli elementi di massa media sono 10 volte più abbondanti (e quelli pesanti 100 volte) che nella materia normale, e ciò suggerisce che almeno le fasi iniziali dell'accelerazione fino all'energia osservata avvengano in regioni ricche di elementi pesanti.

L'energia dei raggi cosmici viene misurata in gigaelettronvolt (cioè miliardi di elettronvolt, GeV) per protone o neutrone nel nucleo atomico considerato. La distribuzione di energia dei protoni mostra un picco al valore 0,3 GeV, che corrisponde a due terzi della velocità della luce; tale distribuzione cala a energie maggiori, benché studiando le cascate di particelle secondarie create quando i raggi cosmici collidono con i nuclei dell'atmosfera siano state rivelate indirettamente particelle di energia fino a 1011 GeV. In media, l'energia immagazzinata nei raggi cosmici della nostra galassia, la Via Lattea, è dell'ordine di 1 elettronvolt per centimetro cubo.

Anche un campo magnetico molto debole può deviare i raggi cosmici dal loro cammino rettilineo; ad esempio un campo di 3× 10-6 G (che si pensa essere quello presente nello spazio interstellare), è sufficiente per indurre un protone di 1 GeV a "spiraleggiare" su un'orbita di raggio uguale a 10-6 anni luce (10 milioni di km) e una particella di 1011 GeV a compiere una traiettoria avente un raggio di 105 anni luce, cioè delle dimensioni approssimative della nostra galassia. Il campo magnetico interstellare impedisce quindi ai raggi cosmici di giungere sulla Terra in linea retta, e ciò rende difficile la localizzazione della sorgente; essi sembrano essere distribuiti in modo isotropo, qualunque valore di energia si consideri.

Negli anni Cinquanta fu scoperta l'emissione radio proveniente dal piano della Via Lattea; essa venne interpretata come radiazione di sincrotrone causata da elettroni energetici che spiraleggiano a causa del campo magnetico interstellare. L'intensità della componente di elettroni dei raggi cosmici, circa l'1% di quella dovuta ai protoni di uguale energia, si accorda con il valore dell'emissione radio calcolato, in generale, per lo spazio interstellare.

PRODUZIONE

La sorgente dei raggi cosmici non è ancora certa. Nelle fasi attive il Sole, emette raggi cosmici di bassa energia, ma questi eventi sono di gran lunga troppo poco frequenti per spiegare la gran quantità di raggi cosmici rivelati. Neppure le altre stelle simili al Sole sono quindi sorgenti di energia sufficiente. Le esplosioni di supernovae sono responsabili almeno dell'accelerazione iniziale di una frazione significativa di raggi cosmici; inoltre i resti di tali esplosioni sono intense sorgenti radio. La frequenza calcolata di esplosioni di supernovae e le osservazioni con i telescopi indicano che queste sorgenti potrebbero fornire sufficiente energia per bilanciare quella persa dai raggi cosmici della nostra galassia, che è di circa 1034 joule per secondo. Si ritiene che le supernovae siano il luogo di formazione dei nuclei degli elementi pesanti; se esse fossero la sorgente dei raggi cosmici sarebbe facilmente spiegata l'alta percentuale di questi elementi in essi contenuta. L'ulteriore accelerazione potrebbe prodursi nello spazio interstellare come risultato delle onde di shock che si propagano in quelle regioni.

Altre teorie, comunque, suggeriscono che i raggi cosmici provengano dalle binarie X come Cygnus X-3, cioè da sistemi in cui una stella normale perde massa a favore di un compagno, che può essere una stella di neutroni o un buco nero.

Gli studi radioastronomici mostrano che anche le altre galassie contengono elettroni di alta energia. I nuclei di alcune galassie inoltre sono molto più luminosi della Via Lattea, in particolare nella gamma delle radioonde, e ciò indica che vi sono localizzate sorgenti di particelle energetiche. Il meccanismo fisico che produce queste particelle non è tuttavia noto.

Il vento solare

Vento solare Flusso di particelle cariche che si origina nel Sole e investe il Sistema solare propagandosi fino ai suoi estremi confini. Costituito essenzialmente da protoni ed elettroni, oltre a una minima percentuale di ioni di elementi leggeri, è un'espansione della corona solare, lo strato più esterno della nostra Stella. La sua velocità di propagazione oscilla tra i 300 e gli 800 km/s; le componenti più veloci prendono origine dai buchi coronali, zone scure della corona, concentrate perlopiù nelle regioni polari; quelle più lente, probabilmente, da altre zone attive della superficie del Sole. La composizione, la densità e la velocità del vento solare variano periodicamente: risentono infatti degli effetti della rotazione del Sole (che ha un periodo di 27 giorni), oltre che delle improvvise eruzioni che si verificano nella corona.

LA SCOPERTA DEL VENTO SOLARE

La principale evidenza sperimentale dell'esistenza del vento solare è il fatto che le code delle comete sono costantemente orientate in direzione centrifuga rispetto al Sole. La prima ipotesi avanzata per spiegare questa osservazione fu quella di Keplero, che attribuì la causa del fenomeno alla pressione della luce solare. Questa spiegazione, valida per la componente delle code cometarie costituita da polveri, non vale tuttavia per la componente ionica. Infatti, in molte comete si osserva una doppia coda, l'una spinta in direzione opposta al Sole dalla pressione di radiazione, e l'altra in direzione sempre centrifuga, ma leggermente deviata, dovuta appunto all'azione del vento solare.

Nei primi anni Cinquanta, lo scienziato tedesco Ludwig Biermann ipotizzò che il Sole producesse non solo radiazione elettromagnetica, ma anche una "radiazione corpuscolare" costituita essenzialmente da protoni. L'ipotesi trovò conferma nel 1958, quando lo statunitense Eugene Parker espose la sua teoria sullo stato di equilibrio della corona solare: dai suoi studi emerse la necessità che dalla corona venissero emessi flussi di particelle ionizzate che si propagano poi nello spazio interplanetario, alla stessa velocità ipotizzata da Biermann per la sua radiazione corpuscolare. Fu Parker a ribattezzare la radiazione corpuscolare con il nome di "vento solare". La conferma sperimentale ai suoi studi teorici giunse in seguito, dalle missioni delle prime sonde spaziali: in particolare, nel 1960, dalla sovietica Lunik 2, nel 1961, dai dati dell'Explorer 10 e, nel 1962, dal Mariner 2.

IL VENTO SOLARE  E LA TERRA

Magnetosfera terrestre e fasce di Van Allen La magnetosfera terrestre è la regione che circonda la Terra in cui si rileva il campo magnetico generato dal pianeta. Presenta una forma asimmetrica, con una lunga coda che si estende in direzione opposta al Sole: questa coda si deve all'azione del vento solare, che investe la magnetosfera, "stirandola" per circa un milione di chilometri. All'interno della magnetosfera si distinguono due regioni simmetriche dette fasce di Van Allen, costituite dalle particelle cariche accelerate: sono le componenti del vento solare che, catturate dalle linee di forza del campo geomagnetico, sono costrette a percorrere intorno ad esse traiettorie a spirale.

In prossimità della Terra, la densità del vento solare è di circa 5 particelle per cm3, di gran lunga più bassa del migliore vuoto realizzabile con strumenti di laboratorio. Normalmente le particelle cariche vengono catturate dalla magnetosfera, senza penetrare nell'atmosfera del pianeta; in alcuni casi, tuttavia, si possono verificare improvvise intensificazioni del flusso, che producono le cosiddette tempeste geomagnetiche. Per prevenire le possibili interferenze con gli strumenti elettrici e con i sistemi di comunicazione a Terra, il vento solare viene costantemente monitorato da apposite sonde spaziali; tra queste, la sonda ACE (Advanced Composition Explorer) raccoglie dati dal 1997, da una posizione privilegiata dello spazio: uno dei punti dello spazio in cui l'attrazione gravitazionale esercitata dal Sole uguaglia quella della Terra (punto L1).