magnetosfera

Regione dello spazio, detta anche cavità geomagnetica, in cui è confinato il campo magnetico terrestre per effetto del vento solare (flusso supersonico di plasma emesso dal Sole). In senso più restrittivo, la parte più esterna dell’atmosfera terrestre, compresa tra la ionopausa e la magnetopausa (cioè tra 500 e 0,06-1,2∙10⁶ km di quota), e anche, la regione dello spazio sede del campo magnetico che circonda un oggetto celeste.

Confinamento del campo magnetico terrestre

fig. 1

Tale confinamento può essere compreso schematizzando il fenomeno come in fig. 1: se un flusso di plasma, costituito da protoni ed elettroni, giunge in una regione dello spazio permeata da un campo magne;tico uniforme (B), gli elettroni e i protoni vengono deflessi in versi opposti dal campo magnetico, dando origine a una corrente elettrica (indicata dalla freccia). Questa corrente produrrà un campo magnetico (B₁), che tende a opporsi a quello originario nella regione in cui fluisce il plasma e ad accrescerlo sul versante opposto; ne segue che il campo magnetico è indebolito nel plasma (regione I) e rafforzato, o compresso, di fronte a esso (regione II). In altri termini, il plasma sospinge dinanzi a sé il campo magnetico, confinandolo a una regione dello spazio: il processo continua fintantoché la densità di energia cinetica del plasma è uguagliata dalla densità di energia magnetica nella regione II.

Magnetopausa e onda d’urto

fig. 2

fig. 3

Nel caso della Terra, il campo magnetico non è uniforme, ma dipolare (fig. 2), quindi la superficie che delimita la cavità geomagnetica (detta magnetopausa, o magnetosheath) ha la forma rappresentata in fig. 3: nella direzione del Sole essa è situata a una distanza geocentrica di ∿10R_T (con R_T = 6378 km, raggio terrestre), mentre nella direzione opposta si estende a distanze di centinaia di raggi terrestri. Poiché il vento solare è supersonico, a monte della magnetopausa si forma un’onda d’urto; infatti, una caratteristica generale dei flussi supersonici è che essi, quando incontrano un ostacolo (nel caso del vento solare, il campo magnetico terrestre), danno origine a onde d’urto. L’onda d’urto terrestre ha approssimativamente la forma di un iperboloide di rotazione, con asse la retta Terra-Sole e vertice situato a ∿2R_T dalla magnetopausa. La regione di spazio compresa fra l’onda d’urto e la magnetopausa, nella quale il vento solare fluisce con velocità subsoniche, prende il nome di regione di transizione (➔ anche vento).

Struttura della m. e configurazione delle linee di forza del campo magnetico

Con riferimento al campo magnetico, s’individuano 3 distinte regioni: una regione più interna, nella quale le linee del campo sono tanto più prossime a quelle di un dipolo, quanto più esse sono vicine alla Terra; una seconda regione, nella quale le linee vengono per così dire allungate e stirate in direzione opposta al Sole pur mantenendo la loro connessione con la superficie terrestre; una terza regione, infine, nella quale le linee sono per così dire aperte allontanandosi fino a distanze di centinaia di raggi terrestri a costituire, nei due semispazi a N e a S del piano equatoriale, i due ‘lobi’ Nord e Sud della coda geomagnetica. D’altra parte, la m. non è del tutto isolata dallo spazio esterno. Il vento solare trasporta, infatti, un debole campo magnetico (campo magnetico interplanetario), che rappresenta il prolungamento del campo magnetico solare. Le linee di forza di questo campo possono collegarsi (o, come più propriamente si dice, ‘riconnettersi’) a quelle del campo magnetico terrestre, come indicato in figura (m. ‘aperta’). Quanto alle particelle si distinguono: una sottile regione di penetrazione delle particelle del vento solare detta mantello e una specie d’imbuto che si abbassa fino alla Terra a costituire le cosiddette cuspidi polari; una regione non molto spessa, detta strato neutro, che costituisce una specie di riserva di particelle di elevata energia catturate al vento solare; una terza regione, detta plasmasfera, permeata dalle linee di campo geomagnetico prossime alla Terra, in cui si accumulano particelle di origine ionosferica poco energetiche; infine una quarta regione, nella quale le linee del campo sono chiuse e le particelle hanno energia sensibilmente maggiore che nelle altre regioni (è questa la regione d’intrappolamento dove è localizzata la fascia di radiazione o di Van Allen).

Dinamica della magnetosfera

La dinamica del complesso sistema costituito dalla m. può essere orientativamente così delineata: un notevole flusso di particelle del vento solare tende a penetrare attraverso la coda geomagnetica e attraverso le cuspidi polari verso la ionosfera polare; nel mantello la velocità delle particelle è ridotta rispetto a quella del vento solare fino a diventare molto piccola in vicinanza dello strato di plasma. Associato al moto nella direzione antisolare c’è un effetto di lenta deriva (con velocità di pochi km/s) del plasma verso la parte centrale della coda geomagnetica, dove si accumulano le particelle che vanno a costituire lo strato di plasma. In condizioni non perturbate s’instaura uno stato di equilibrio dinamico tra le particelle convogliate verso lo strato di plasma e quelle perdute: in particolare sono perdute quelle particelle che, guidate dalle linee del campo magnetico nella parte della Terra opposta al Sole, vanno a precipitare nell’atmosfera alle alte latitudini magnetiche dando così origine alle manifestazioni aurorali. Quanto alla plasmasfera, i dati di osservazione mostrano che l’energia tipica delle particelle è di vari ordini di grandezza inferiore rispetto allo strato di plasma. Il limite esterno della plasmasfera è ben individuato da una brusca variazione di densità di particelle che nella plasmasfera aumenta di un fattore 10-100. Le particelle della plasmasfera sono abbastanza legate alle linee di forza del campo geomagnetico da seguirne, nel loro insieme, la rotazione intorno all’asse terrestre.

La modificazione del campo magnetico terrestre, tanto più rilevante quanto più ci si allontana dalla superficie della Terra, implica l’esistenza di correnti elettriche (associate a movimenti di particelle cariche). Di primaria importanza sono il sistema di correnti distribuito sulla magnetopausa e quello sul piano neutro: il primo determina lo strato di separazione tra il campo magnetosferico e quello interplanetario convogliato dal vento solare; il secondo determina invece la configurazione tipica del campo nei due lobi settentrionale e meridionale della coda geomagnetica. Inoltre, l’elevata conducibilità elettrica lungo le linee del campo magnetico implica l’insorgere di correnti elettriche che collegano le varie regioni magnetosferiche alla ionosfera. Lo stesso sistema di correnti ionosferiche, da lunghi anni postulato per interpretare le variazioni temporali del campo geomagnetico, è connesso ai sistemi di correnti magnetosferiche. È da osservare che le continue variazioni di velocità, densità, campo magnetico ecc., del vento solare determinano un incessante stato di variabilità all’interno della m. e condizioni fisiche molto complesse. Un ruolo di primo piano è giocato, in particolare, dalla orientazione del campo magnetico interplanetario. Infatti, affinché le sue linee di forza si riconnettano con quelle del campo magnetico terrestre, come indicato in fig. 3, occorre che il campo interplanetario possegga una componente, sia pure assai piccola, perpendicolare all’equatore geomagnetico e diretta verso sud. Quando ciò accade, l’ingresso delle particelle del vento solare nella m. risulta favorito e, quindi, più intense sono le perturbazioni del campo magnetico terrestre. Talvolta si realizzano situazioni di forte instabilità globale della m., che possono generare le cosiddette sottotempeste magnetosferiche (ingl. geomagnetic substorms), accompagnate da una vistosa attività aurorale. All’interazione del vento solare con la m. è anche dovuto l’insorgere delle tempeste geomagnetiche (➔ magnetismo).

L’esplorazione della m. con i satelliti artificiali

Il quadro della struttura e della dinamica della m. è stato ottenuto grazie, soprattutto, alle osservazioni condotte dai satelliti artificiali. L’esplorazione dello spazio circumterrestre ebbe inizio nel 1958 col lancio dei satelliti Explorer I e III, che scoprirono la fascia di radiazione di Van Allen. La struttura della m. cominciò a essere rivelata da Explorer X, nel 1961. Numerosi programmi spaziali, come, per es., l’ISTP (International Solar Terrestrial Physics), hanno permesso di effettuare osservazioni in situ nella m. che hanno portato a importanti verifiche sperimentali. Tra queste, si è avuta conferma che il vento solare, la m. e la ionosfera formano un unico grande sistema fisico costituito da sottosistemi interagenti, la cui dinamica è guidata dal trasferimento di energia e materia dal vento solare verso la m. e la ionosfera. Questo continuo trasferimento di energia e massa è particolarmente evidente quando si verificano emissioni impulsive di plasma (CME, coronal mass ejection) che dal Sole si propagano nello spazio interplanetario; tale trasferimento è controllato dal campo magnetico interplanetario.

Le manifestazioni di maggior rilievo si hanno quando avvengono fenomeni di riconnessione magnetica, consistenti nel ricongiungimento delle linee del campo interplanetario con quelle magnetosferiche, che consentono il trasporto di plasma solare direttamente all’interno della magnetosfera. A seguito di tali fenomeni, la m. terrestre passa da una configurazione ‘chiusa’ a una ‘aperta’ ove hanno luogo processi di trasporto convettivo-diffusivo del plasma solare verso le regioni della coda geomagnetica, e di qui verso le regioni magnetosferiche e ionosferiche più prossime alla Terra. Ne consegue l’attivazione di forti correnti elettriche nella ionosfera polare, che causano a loro volta violente sottotempeste magnetiche e vistosi fenomeni aurorali (fig. 3), tipici delle latitudini polari. Parte dell’energia trasportata in questi fenomeni esplosivi viene anche trasferita alle fasce di Van Allen, favorendo l’arricchimento del numero di particelle che formano la cosiddetta corrente anulare circumterrestre, causa della fase principale delle tempeste magnetiche. I massimi di attività solare, scanditi dal ciclo di undici anni delle macchie solari, comportano le condizioni di maggiore attività magnetosferica, con un aumento della frequenza e un’amplificazione degli effetti citati. Dal momento che alle condizioni di elevata perturbazione magnetosferica sono sensibili molti sistemi per le telecomunicazioni e per il controllo, i quali possono conseguentemente risultare danneggiati, gran parte degli studi in questo campo è orientata alla previsione dell’attività magnetosferica (space weather).