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CONOSCENZA BASE DEL SOLE 4c) STRUTTURA INTERNA: IL TRASPORTO DI ENERGIA.

7 agosto 2010 33 commenti

Le reazioni responsabili per la produzione di energia della stella avvengono nel nucleo centrale che ha circa 140.000 mila chilometri di raggio, dove la temperatura ultrapassa i 15 milioni di gradi e la densitá arriva a valori dell´ordine dei 150.000Kg M3. In queste reazioni lo 0,7% della massa é trasformata in radiazioni gamma, fotoni con una ampiezza di onda cortissimo e pertanto molto energetiche e penetranti. Questa energia fugge a un ritmo imposto per l´opacitá della materia stellare. Nel “cuore” del Sole, un fotone non percorre piú di un centimetro prima di soffrire una interazione e, in media, un fotone soffre circa 1020 interazioni prima di arrivare alla superficie, il che dimora vari milioni di anni.

Nel Sole, le reazioni responsabili per la produzione di energia avvengono nel nucleo e il trasporto dell´energia avviene per radiazione (dal centro foni a circa 200 mila chilometri della superficie) e per convenzione (negli strati superiori).

Subito dopo vi é uno strato di 356 mila chilometri di spessore (involucro radiativo) dove i fotoni, che perdono gradativamente la loro energia nel loro cammino per arrivare alla superficie perché sono continuamente assorbiti e rimessi dagli atomi di gas, che a queste profonditá é trasparente. In questo caso si dice che il trasporto di energia é radiativo (o per radiazione) il che significa che i fotoni si portano dalle zone piú calde verso le zone con minore temperatura dove cedono parte della loro energia al gas.

L`energia che é liberata nell´interno del Sole é nella proporzione del 98% importata dai fotoni gamma e il resto dai neutrini. La radiazione visibile del Sole, che ci arriva dalla sua fotosfera, é costituita da fotoni emessi sotto forma di radiazioni gamma nel centro della stella, impiegano diversi milioni di anni per arrivare alla superficie, perdendo poco a poco la loro energia in ogni diffusione. In contropartita i neutrini attraversano il Sole senza difficoltá in appena 2 secondi.

Questo tipo di trasporto di energia risulta fino a circa 200.000 chilometri sotto la fotosfera, dove la temperatura scende a 2 milioni di gradi e la densitá a circa 140 kg m-3. In queste condizioni il gas diventa opaco; consequentemente assorbe i fotoni che arrivano dagli strati inferiori e si riscalda a spese della sua energia. Si genera intanto una instabilitá che porta il fluido come un tutto a spostarsi: “bolle” di gas caldo e piú leggero si alzano fino alla fotosfera (superficie), dove cedono la loro energia in forma di luce visibile, raffreddandosi prima di scendere nuovamente per le zone piú calde, ritornando ad assorbire energia dal gas circostante. Questa forma di trasporto si chiama convenzione e avviene in tutto questo strato chiamato involucro convettivo, che costituisce appena il 1,7% della massa della stella. L´effetto di questi spostamenti é quello di avere un flusso di energia dagli strati caldi verso quelli con temperature inferiori.

Simulazione della convenzione. La figura mostra le fluttuazioni della temperatura in uno strato di gas turbolento e instabile (metá superiore) in convenzione con uno strato di gas piú stabile (metá inferiore).

Si registra cosí nella superficie del Sole a livello di fotosfera una temperatura dell´ordine dei 5.800 K e meno di 10-9 kg m-2 di pressione.

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CONOSCENZA BASE DEL SOLE 4b) STRUTTURA INTERNA: LA PRODUZIONE DI ENERGIA.

6 agosto 2010 38 commenti

Il Sole ha prodotto continuamente una enorma quantitá di energia negli ultimi 4,5 miliardi di anni. Per descrivere la struttura interna è necessario incontrare un metodo per ottenere energia capace di alimentare il Sole per un periodo di tempo tanto lungo, emettendo approssimativamente l´energia per ogni secondo (Luminositá =L) che emette oggi: L= 3,86 x 10 (33) erg s (-1)
Di tutta questa energia, quella che arriva sulla Terra per secondo corrisponde a:

dove RT é il raggio della Terra e “a” la distanza Terra-Sole.

Conoscendo il tempo di vita del Sole (per evidenze geologiche) e l´efficenza dei differenti processi di ottenimento di energia a partire dalla massa di materia disponibile,

dove “c” corrisponde alla velocitá della luce nel vuoto.

Si arriva alla conclusione che l´opzione piú evidente sará quella della fusione nucleare, che consiste nell´unione di nuclei di elementi leggeri che si fondono in nuclei piú pesanti. La massa di questo nucleo finale sará inferiore alla somma delle masse dei nuclei fusi, essendo che l´eccedente è convertita in una quantitá di energia data da:

Nelle reazioni di fusione, affinché due nuclei si avvicinino serve prima di tutto che vincano la forza elettrica di repulsione, poiché entrambi hanno carica elettrica positiva. Ció é conseguito se questi possiedono una elevata energia cinetica, cioé il gas dovrá trovarsi a temperature molto elevate affnché questi nuclei interagiscano: avvicinandosi il sufficiente, la forza nucleare diventa sufficientemente importante, compensando parzialmente l´effetto repulsivo della forza elettromagnetica, inducendo cosí i nucleoni (protoni+elettroni) di entrambi i nuclei a riunirsi in un solo nucleo.

Produzione di energia nel centro del Sole. Nel centro del Sole, la pressione e la temperatura arrivano a valori che permettono la fusione di idrogeno in elio, producendo l´energia che irradia.

Liberazione di energia. L´energia generata nel centro del Sole é liberata nella sua superficie e ricevuta dalla Terra.

Schema semplificato della fusione di Idrogeno in Elio.

Fusione di Idrogeno in Elio. Schema semplificato della fusione di quattro nuclei di idrogeno (1 núcleo di H = 1 protone) convertendosi in Elio

Ciclo pp. Questo schema rappresenta in sequenza le tappe del processo di fusione dei nuclei di idrogeno (protoni) con produzione di elio, fotoni (energia) e neutrini. A questa catena di reazioni si dá il nome di ciclo pp.

Dato che, nella stella, il nucleo é l´unico posto dove la temperatura e la densitá hanno valori che permettono che le reazioni di fusione possano avvenire, è effettivamente lí che si produce tutta questa energia. D´altra parte, data la difficoltá di avvicinare due nuclei per la loro carica elettrica e che quanto meno protoni hanno questi nuclei piú facile diventa fonderli, la piú probabile e efficiente reazione di fusione che avrá luogo nel Sole é la fusione di atomi di idrogeno. Visto che , in termini di massa, l´idrogeno rappresenta circa il 75% della stella, questo processo di produzione di energia “alimenterá” il Sole per un periodo superiore a quello che giá ha vissuto. I prodotti risultanti dal congiunto delle reazioni di fusione che avvengono nel nucleo del Sole, sono, oltre all´elio, fotoni (energia) e neutrini (particelle neutre sprovviste di massa). Per i neutrini, con una sezione efficace molto bassa, é facile attraversare l´interno del Sole. Di questa forma, i neutrini prodotti nel nucleo sono immediatamente persi dalla stella, poiché non interagiscono con il gas. Intanto questo non succede con i fotoni, dato che il gas é opaco alla radiazione, essendo “estremamnete difficile” a questi spostarsi per arrivare alla superficie. Per questo motivo, il gas all´interagire con i fotoni “riceve” l´energia prodotta riscaldandosi, il che gli permette di mantenere il cosí detto equilibrio idrostatico, perché questa pressione di radiazione contraria la contrazione gravitazionale, rimanendo in questo stato fino a che ha energia disponibile per mantenere il gradiente di pressione necessario.
Le stelle che, come il Sole, si trovano in questo stato di evoluzione si dice che sono nella fase della Sequenza principale. La difficoltá dei fotoni nello spostarsi determina la struttura, cioé il comportamento della temperatura, pressione e densitá, nell´interno del Sole.

L´energia che é liberata nell´interno del Sole é nella proporzione del 98% importata dai fotoni gamma e il resto dai neutrini. La radiazione visibile del Sole, che ci arriva dalla fotosfera, é costituita da fotoni che sono emessi sotto forma di radiazione gamma nel centro della stella, impiegano vari milioni di anni per arrivare alla superficie, perdendo a poco a poco la sua energia in ogni diffusione. In contropartita, i neutrini attraversano il Sole senza difficoltá, in appena due secondi.

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CONOSCENZA BASE DEL SOLE 4a) STRUTTURA INTERNA: CREAZIONE DI UN MODELLO.

5 agosto 2010 65 commenti

Per simulare il comportamento del Sole, é necessario costruire un Sole teorico, nella speranza che questo modello coincida con la realtá spaziale e temporale in tutte le sue profonditá e nella sua evoluzione. Intanto non sarebbe possibile creare un modello credibile senza ricorrere alle osservazioni dei fenomeni e a quanto accade sulla superficie del Sole, che, in ultima analisi, avvengono da processi fisici-chimici che succedono al suo interno.

Oscillazioni solari possono costruirsi al computer come i movimenti delle variazioni a diverse profonditá e le immagini della superficie dove sono indicate in azzurro le zone che si avvicinano all´osservatore e in rosso le zone che si allontanano come presentato nella immagine sotto.

Come qualsiasi gas, la materia che costituisce il Sole puó essere attraversata da onde. Nei casi in cui l´onda é rinchiusa tra due posizioni riflettenti si puó avere una onda stazionaria dando origine a modi propri di oscillazione. Queste oscillazioni sono osservate nel Sole, essendo le sue proprietá particolarmente sensibili alla struttura interna. Il metodo che usa i modi propri della oscillazione per studiare l´interno del Sole si chiama elio-sismologia.
É possíbile identificare nel Sole due tipi di onde stazionarie: tipo p, che sono onde acustiche, supportate dalla pressione dei gas, e tipo g, onde di gravitá. Di questi due tipi solo il tipo p é osservato sulla superficie del Sole, dato che non possono esistere onde gravitazionali nelle zone convettive. Ognuna delle onde, che corrispnde al tipo p di oscillazione, viaggia tra la superficie del Sole e un punto al suo interno. In questa maniera le proprietá delle onde (ampiezza, periodo ecc.) dipendono dalle caratteristiche della zona che stanno attravesando.

Onde di pressione e onde di gravitá. Il tragitto delle onde mostra figure armoniose. Lo schema a destra rappresenta 2 onde acustiche di grado debole (onde molto penetranti) e elevati (onde superficiali). Lo schema a sinistra mostra la traiettoria che é utilizzata da una onda gravitazionale.

Tale dipendenza puó essere usata per dedurre le proprietá dell´interno del sole – velocitá del suono, temperatura, pressione, rotazione ecc. Come differenti onde attraversano differenti regioni solari, é possibile ricostruire tutto l´interno del Sole a cominciare dalle proprietá osservate sulla superficie e dei suoi modi particolari di oscillazione.
Le ipotesi che entrano nella composizione del modello della macchina solare sono perfettamente plausibili: si concentrano in una simmetria sferica perfetta e si trascurano gli effetti della rotazione e del campo magnetico; si sommano le ipotesi di equilibrio idrostatico (in ciascun punto della stella la pressione termica si oppone con successo alla forza di gravitá) e energético (l´energia che fugge é sostituita da nuova energia creata dalle reazioni nucleari al suo centro).

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CONOSCENZA BASE DEL SOLE 3) LA SUPERFICIE DEL SOLE

4 agosto 2010 46 commenti

Malgrado il Sole sia una “palla di gas” non esistendo discontinuitá brusche come quelle che ci sono sulla Terra e che dividono l´acqua dal suolo, l´osservazione a luce bianca é l´osservazione della intera radiazione ricevuta sulla Terra, e questa osservazione mostra che il disco solare é limitato per un bordo molto nitido e fine (dell´ordine di centinaia di chilometri), corrispondente ad una vera discontinuitá nella sua brillantezza.
Questo strato superficiale, da cui proviene la quasi totalitá della luce emessa dal Sole, è chiamata FOTOSFERA ed ha una temperatura di circa 5.800 K.

La fotosfera a luce bianca. La fotosfera ha uno spessore di poche centinaia di chilometri, una frazione molto piccola comparata con il raggio fisico che è di circas 700 000 km. Nella immagine si puó distinguere perfettamente l´oscuramento verso il bordo del disco, dovuto a una temperatura piú bassa negli strati supefiiali: La temperatura delle regioni da cui arriva la luce é di circa 6.400 K. nel centro del disco, e di circa 4.500 K. nel bordo.

Sopra la fotosfera si trova uno strato di circa 2.000 chilometri di spessore, la CROMOSFERA, dove si puó verificare un nuovo aumento della temperatura. Poi abbiamo la CORONA, alone di luce bianca visibile a occhio nudo quando si verifica una eclisse totale di Sole. Questo alone puó arrivare a circa 3 milioni di chilometri e dove la temperatura arriva a valori superiori al milione di gradi Kelvins. Tutte queste regioni assieme formano quella che si chiama ATMOSFERA solare.

fotosfera, cromosfera e corona. La fotosfera, strato turbolento della superfície del Sole, si presenta tanto brillante che é poi lúnica parte normalmente visibile. Ci sono diverse catteristiche associate ad essa, le piú comuni le macchie e le eruzioni. Immediatamente dopo la fotosfera, troviamo la cromosfera, una vasta regione di vari migliaia di chilometri di spessore e oltre questa separata da una stretta zona di transizione abbiamo la corona cioé l´atmosfera esterna del Sole.

Come é evidente nelle immagini del Sole, esiste un congiunto variato di strutture che possono essere identificate negli strati sopra la superficie. La forma e caratterística di queste strutture possono variare molto anche come numero, dipendendo dal livello di attivitá del Sole. Questo tipo di fenomeni sono normalmente associati al campo magnetico nella superficie solare, e alla interlegazione di questi con la convenzione e rotazione differenziale. Alcuni di questi, come la granulazione e supergranulazione, sono manifestazioni nella fotosfera della convenzione che si sviluppa nell´interno, in quanto che gli altri, come le macchie solari, flares e prominenze, si localizzano piú sopra, essendo fortemente legati alla presenza di campi magnetici. É nella corona che ha origene il vento solare, una corrente di bassa densitá di particelle caricate, la maggior parte elettroni e protoni, che si propaga attraverso tutto il Sistema Solare a circa 450 Km/s. L´intensitá e velocitá del vento solare sono fortemente relazionati con i livelli di attivitá solare, potendo avere effetti drammatici sul nostro pianeta, che vanno dalla interfernza nelle trasmissioni radio fino al fenomeno delle aurore boreali. La presenza del vento solare é ancora abbastanza visibile nell´effetto che provoca nelle code di ioni delle comete e nelle traiettorie delle sonde spaziali.

Eclisse solare totale. Questa é una composizione di immagini che coprono praticamente tutto il campo, rivelando allo stesso modo tutta la corona in un solo tempo di esposizione.

Il campo magnético del Sole é multo forte (giudicando con i termini terrestri) e abbastanza complesso. La sua magnetosfera, conosciuta anche come eliosfera, si estende oltre l´orbita di Plutone.

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CONOSCENZE BASE SOLE 2) L`INTERNO DEL SOLE

3 agosto 2010 40 commenti

Basicamente, il Sole é uma enorme sfera di gás incandescente di seconda generazione, cioé si é formata a partire dalla aggregazione di materia in una nube di gas e polvere risultante dalla distruzione di un´altra stella piú vecchia, ció é giustificato per la presenza di elementi piú pesanti dell´idrogeno e dell´elio. Nel suo centro, la pressione e temperatura arrivano a valori tali che permanentemente lí si processano reazioni nucleari, a partire delle quali si produce tutta l´energia che il Sole irradia. Queste reazioni che occorrono nel nucleo del Sole, reazioni di fusione dei nuclei di atomi leggeri come l´idrogeno che si trasformano in altri piú pesanti come l´elio, sono possibili data l´elevata temperatura e le pressioni esistenti, rispettivamente di 15 milioni di gradi Kelvin e di 250 mila milioni di atmosfere. La compressione dei gas nel nucleo arriva ad una densitá 150 volte superiore a quella dell´acqua.

Nel centro del sole, la pressione e la temperatura arrivano a valori che permettono la fusione dell´idrogeno in Elio, producendo energia che viene irradiata nello spazio.

Schema semplificato della fusione dell´idrogeno in elio

Tutta l´energia é cosí prodotta nel nucleo, dove, ogni secondo circa di 700 milioni di tonnellate di idrogeno sono convertiti in in circa 695 milioni di tonnellate di elio e 5 milioni di tonnellate di energia, o l´equivalente a T 3,8 x 1033 ergs (3,8 x 1023 W) in forma di raggi gamma.
Man mano che si porta in direzione della superficie, questa energia é continuamente assorbita e nuovamente irradiata a temperature sempre piú basse, in maniera che quando l´energia arriva nella superficie, essa é principalmente luce visibile. Questo flusso di energia dal centro verso l´esterno, cioé dalle zone piú calde a zone piú fredde, é fatto in grande parte per radiazione, trasporto di fotoni, eccetto nell´ultimo 30% del cammino verso la superficie dove si processa essenzialmente per convenzione.


Transporte de energia
Nel Sole, il trasporto di energia é fatto per radiazione (dal centro fino a circa 200 mila chilometri dalla superficie) e per convenzione negli strati superiori.

Equilíbrio idrostático
Il gradiente di pressione, da dentro per fuori, é contraria alla forza di gravitá, mantenendo il Sole in equilibrio idrostatico.

La produzione e trasporto di questa energia fino la superficie si trova associata ad un gradiente di pressione, diminuendo dall´interno verso l´esterno, capace di contrariare la la forza di gravitá e mantenere il Sole in equilibrio.

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CONOSCENZE BASE DEL SOLE 1) Caratteristiche generali.

31 luglio 2010 50 commenti

Proprietá globali

Il Sole é la stella piú vicina a noi ed é delle centinaia di migliaia che esistono nella nostra Galassia. Il Sole “costituisce il “centro” del nostro Sistema Solare intorno al quale girano tutti i pianeti che lo costituiscono, inclusa la Terra, comete e asteroidi. Il Sole, non solo governa questi movimenti orbitali come, data la sua vicinanza, é il responsabile per la vita sulla Terra, che senza l´astro, sarebbe manifestamente impossibile.

IL SOLE


Occupando una posizione media in un braccio della spirale, con circa 8,5 mil persecs (30 mila anni luce) dal centro galattico, il Sole ha come vicina piú prossima, ad una distanza di 4,3 anni luce la stella Próxima Centauri, con cui partecipa nel movimento di rotazione di rotazione delle stelle attorno alla Galassia: ad una velocitá di 250 km/s, completa una rivoluzione in circa 200 milioni di anni.

Il Sole nel sistema solare in una rappresentazione artistica

Localizzazione del Sole nella Galassia in una rappresentazione artistica mostrando la posizione del Sole nella Via Lattea con differenti viste

Dovuto alla sua situazione nella Galassia, alla sua fase di evoluzione, alle sue dimensioni e luminositá, il Sole si presenta come una normalissima stella con dimensioni medie e con circa 4,5 miliardi di anni di “vecchiaia” (circa la metá del suo tempo previsto di vita), essendo classificata come una stella nana di classe spettrale G2 e le cui caratteristiche sono le seguenti:

Massa: M = 1,989 x 10^30 kg

Raggio equatoriale: R = 695 000 km

Densitá média: r = 1409 kg/m3

Densitá al centro: r = 160 000 kg/m3

Distânza dalla Terra: 1 UA = 1,496 x 10^8 km

Luminositá: L=3,9×10^26watts=
=3,9×1033 ergs/s

Temperatura efettiva: Tef = 5785 K

Temperatura al centro: Tc = 15 000 000 K

Magnitudine assoluta bolométrica: Mbol = 4,72

Magnitudine assoluta visuale: MV = 4,79

Tipo spettrale e classe di luminositá: G2 V

Índici dei colori: B-V=0,62
U-B=0,10

Composizione chimica principalel: (% nº)
Idrogéno = 92,1 %
Elio = 7,8 %
Ossigéno = 0,061 %
Carbonio = 0,030 %

Composizione chimica principale (% massa):
Idrogéno » 73 %
Elio » 25 %
elementi piú pesanti » 2%

Período rotazionale: all´equatore 25 giorni
nei poli 36 giorni
all´interno 27 giorni

Per avere piú concreta delle dimensioni del Sole, il diametro equatoriale del Sole (1.392.400 km) equivale a circa 109 volte il diametro della Terra e il suo volume 1,41 x 1027 m3 é di 332.830 terre.

Dimensione comparativa del Sole con le altre stelle conosciute. Questa immagine comparativa delle dimesioni del Sole con le altre stelle conosciute, permette di farci precepire perché il Sole é classificata come una stella Nana.

Dala sua nascita, quasi la metá dell´idrogeno esistente nel suo nucleo giá é stato consumato nella produzione di energia che irradia.

Dimensioni relative del Sole e della Terra. In questo montaggio. approssimativamente in scala, é possibile comparare le dimensioni realative del Sole e della Terra.

Per essere una stella di caratteristiche medie, ci vorrà altrettanto tempo (4,5 miliardi di anni) per trasformare il restante idrogeno in elio, dopo passerá per radicali cambiamenti con un grande aumento della temperatura e una diminuzione della luminositá, con conseguente distruzione della Terra e la formazione di una nebulosa planetaria.l

La nebulosa planetária "Occhio di gatto" - NGC 6543 La morte di una stella di massa identica a quella del Sole risulta nella formazione di una nebulosa planetaria.

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Climatologia solare: Come il Sole influisce sulla Terra

2 giugno 2010 37 commenti

Nel 1974 uscí un film dell´horror “The Texas Chainsaw Massacre” che inizia con le immagini di un brillamento solare che causerá negli uomini violenza e caos. Mentre non ci sono evidenze di un effettivo aumento della violenza umana causate da un aumento della attivitá solare, due tipi di fenomeni solari possono però influenzare la Terra in modo drastico: eruzioni solari ed espulsioni di massa coronale (CME). Gli scienziati pensano che entrambi siano causati da cambiamenti del campo magnetico del Sole.
Lo scorso mese di aprile ci sono state alcune tempeste magnetiche e il satellite Galaxy 15 ne é stato colpito in maniera tale che le trasmissioni tra satellite e Terra sono diventate impossibili e il payload é rimasto acceso. Dopo migliaia di tentativi di ristabilire i contatti e spegnere il payload, gli scienziati hanno ammesso la loro sconfitta e il Galaxy 15 é diventato un satellite zombie.
Il Galaxy 15 è o meglio, era, un satellite di proprietá della SES World Skies che trasmetteva per le televisioni degli USA.
Quando ci sono dei brillamenti solari é il campo magnetico che provoca una esplosione nell´atmosfera solare.
Questa esplosione accelera le particelle subatomiche fino ad una velocitá prossima a quella della luce, producendo una vasta gamma di radiazioni elettromagnetiche.
Le espulsioni di massa coronale implicano la effettiva espulsione di “materia” dalla corona del Sole. Miliardi di tonnellate di gas elettrificati vengono espulsi e sparati via nello spazio a velocitá incredibile.
“Questi sono i due tipi di meteorologia spaziale che hanno un effetto diretto sulla Terra”, spiega l’astrofisico della NASA solare C. Alex Young.
Per capire come incide la meteorologia spaziale bisogna capire come il Sole influenza l´atmosfera terrestre.
“Poiché siamo su una sfera, il sole riscalda piú le regioni equatoriali che i poli,” spiega il Dott. Jeff Masters di Weather Underground “, così la Terra deve sviluppare delle circolazioni per distribuire il calore. La Terra cerca di bilanciare questa distribuzione non uniforme del calore.”
Mentre il sole non può che riscaldare una parte del globo in un dato momento, la rotazione della Terra provoca un modello di venti ovest-est. Il meteo nel suo complesso si riduce alla circolazione globale di aria calda e fredda. Un aumento dell´attivitá solare può comportare un aumento dell´energia che raggiunge l´atmosfera terrestre. Siamo in grado di anticipare questi cambiamenti analizzando le macchie solari, che seguono un ciclo di 11 anni. Un aumento delle macchie solari indica un aumento dell´attivitá solare.

“Tra il picco del ciclo delle macchie solari di 11 anni e il minimo, si ottiene un cambiamento nella radiazione solare di circa il 0,1 per cento,” dice Masters, “ed proprio questo 0,1 per cento che è sufficiente a modificare la temperatura globale della superficie di 0,1 gradi Celsius che sembra non essere molto, ma invece è notevole”.
Il sole ha il suo maggiore impatto sulla bassa stratosfera della Terra, dove c´è lo strato di ozono. Qui, nell’atmosfera si verifica un cambiamento di temperatura dello 0,4% a causa dell’impatto della luce ultravioletta proveniente dal sole.
“Quando si riscalda la bassa stratosfera si riscaldano anche gli strati superiori della troposfera, dice Masters. “La parte superiore della troposfera è importante perché controlla la stabilità dell’atmosfera. Se hai una temperatura di superficie molto calda e una temperatura molto fredda sopra la troposfera, questa è un situazione instabile. Essa tende a portare a correnti ascensionali forti con più forti tempeste e uragani più forti”.
Masters spiega che quando il ciclo delle macchie solari di 11 anni è al suo apice, c’è una riduzione del movimento verso l´alto che produce una riduzione della forza degli uragani. Per gli Stati Uniti, questo significa una riduzione delle probabilitá che un uragano colpisca la terraferma americana. Quando il ciclo è al minimo, però, questa possibilità sale al 64%, secondo uno studio nel 2010 della Florida State University.
Secondo alcune stime, le probabilità che gli Stati Uniti abbia tre o più uragani sono il 50 per cento meno probabile quando il ciclo é al massimo. In questo momento peró il Sole é in una prolungata fase di minimo e se la teoria é giusta allora gli americani hanno una maggiore probabilitá di vedere un aumento degli uragani, dice Masters. (mia nota: il 2009 peró in periodo di profondo minimo solare si é verificato, al contrario di quanto teorizzato, una notevolissima riduzione degli uragani).??
Oltre a incidere sulla intensitá delle tempeste i brillamenti solari e le CME possono provocare disastri su una Terra sempre piú tecnologica.
“Quando una CME è diretta verso la Terra, può sbattere nello scudo protettivo del pianeta, chiamata magnetosfera”, spiega Young. “Questa è essenzialmente una bolla magnetica che si risiede attorno alla Terra e aiuta a proteggerci dalle particelle cariche. A volte il materiale colpisce lo scudo protettivo e lo comprime”.

Questa “compressione” dello scudo magnetico può indurre correnti elettriche sia in atmosfera che sul terreno. Una scossa abbastanza grande puó viaggiare anche attraverso il cablaggio elettrico o anche lungo gli oleodotti.
“Le griglie di potenza che abbiamo negli Stati Uniti è in realtà interconessa con tutto il mondo ed é molto fragile”, ha detto Young. “Se la corrente é abbastanza grande, è possibile che colpiscano i grandi trasformatori mettendo fuori linea la rete elettrica in un intero paese, in un continente o addirittura in tutto il pianeta”.

Il Canada nella griglia Hydro-Quebec ha sperimentato proprio questa scossa nel 1989 dovuto ad una tempesta solare particolarmente potente. La griglia è rimasta out per più di nove ore, con conseguente perdite di reddito di centinaia di milioni di dollari. Nel 1859 un flare solare causato guasti al sistema telegraficoo in Europa e Nord America.
Come si può immaginare, i satelliti sono di fronte ad un rischio ancora maggiore di danni causati dalle tempeste solari, in quanto non hanno la protezione dell’atmosfera terrestre. Per gli astronauti, il pericolo è sempre più grande.

“Quando una CME viaggia attraverso lo spazio, spinge in realtà il materiale solare e lo fa accelerare come una sorta di effetto spazzaneve”, ha detto Young. “Queste particelle accelerate di radiazione viaggiano attraverso le cellule umane e possono causare alterazioni genetiche. Se sei nello spazio e non si è protetti dall`atmosfera e dal campo magnetico terrestre è possibile subire pericolose o addirittura dosi letali di queste radiazioni ionizzanti”.
Fortunatamente, gli scienziati sono sempre più in grado di prevedere le tempeste solari attraverso l’analisi delle macchie solari. Se sappiamo che si é manifestata una CME o un potente flare , siamo in grado di arrestare temporaneamente i vulnerabili satelliti e le reti elettriche nello stesso modo di una casa in cui possiamo staccare un televisore o il PC durante un forte temporale con forti scariche elettriche. Da parte loro, gli astronauti possono cercare riparo contro protoni accelerati CME all’interno dello spesso scafo della loro nave.

“Dobbiamo ancora migliorare”, ha detto Young, “nel campo della previsione meteorologica spaziale e solare in particolare siamo attualmento allo stesso livello in cui si trovava negli anni ´50 la meteorologia terrestre. Abbiamo ancora molta strada da fare. Abbiamo ancora un sacco di ricerca da fare per essere in grado di emettere una previsione a sette giorni. Non siamo ancora a quel punto”.

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