TAG: raggi cosmici, conoscenze di base del Sole, eliosfera, CME, flare solare, magnetosfera, vento solare

 

 

  Molti di noi si sono domandati quale è il rapporto tra i raggi cosmici e l’attività solare. Alcuni sono venuti a conoscenza che, quando l’attività solare è elevata, giungono minori raggi cosmici al suolo e quanto si è in presenza di un minimo solare, come in questo periodo, viene misurata un’impennata degli indici che rilevano i raggi cosmici.

 

  Ma cosa sono i raggi cosmici e come si relazionano con l’attività solare?

Cerchiamo di capire in primo luogo cosa sono i raggi cosmici nella maniera più semplice possibile.

 

  In altra sede su questo stesso sito  si è detto (qui) che i raggi cosmici sono una radiazione elettromagnetica diffusa e quasi uniforme, proveniente da tutte le direzioni del Cosmo e che permea tutto l'universo.

 

  Ha un massimo di intensità alla lunghezza d’onda di 2.6 cm e si pensa che sia il residuo della radiazione emessa durante il Big Bang, la gigantesca esplosione che ha dato origine all'Universo secondo le moderne teorie cosmologiche.

  Anche le stelle, i resti delle esplosioni stellari (supernove), le galassie attive e persino il Sole, oltre ad emettere fotoni (cioè luce) emettono "raggi cosmici", cioè particelle ad alta energia che si diffondono nello spazio e che inevitabilmente arrivano anche a contatto con la nostra atmosfera.

 

  In definitiva i raggi cosmici sono un flusso di particelle provenienti dallo spazio, quasi tutte dotate di carica elettrica e costituite per lo più da ioni di elementi leggeri (idrogeno, deuterio, elio, litio, ecc..) ed elettroni, che si muovono a velocità altissime, prossime a quella della luce.

  Queste particelle urtando quelle dell’atmosfera terrestre, le spezzano in molecole più piccole che possono essere misurate con varie metodiche e che possono indirettamente permettere di rilevare la quantità di raggi cosmici giunti nell’atmosfera in una determinata unità di tempo.

 

  È il processo naturale sfruttato anche nei carotaggi dei ghiacci artici nei quali si saggia la quantità di isotopi prodotti da queste collisioni e presenti nell’atmosfera. Questi isotopi rimangono intrappolati nelle precipitazioni che poi si trasformano in ghiaccio. Misurandone la quantità in un determinato strato di giaccio, si può sapere quale era l’intensità dei raggi cosmici in un determinato periodo storico.

 

  Alcune di queste sostanze che si formano nell’atmosfera per azione dei raggi cosmici sono, ad esempio, il Carbonio 14 e il Berilio 10. Si tratta di sostanze che hanno una loro maggior presenza nell’aria quando i raggi cosmici giungono più numerosi nell’atmosfera e in maggiore quantità questi composti si formano nell’aria.

 

  Il Carbonio 14 è anche una sostanza che viene incorporata e fissata dalle piante nei vari periodi di sviluppo e che,quindi, può essere collocato temporalmente nella sua quantità tramite l’analisi degli anelli d’accrescimento.

  Nei periodi in cui arrivano meno particelle cosmiche il contenuto del C14 nelle piante è inferiore rispetto ai periodi in cui il Sole è più tranquillo e quindi lo "schermo" magnetico è meno efficace. Alcune piante vivono a molto a lungo e oggi sono vecchie anche di migliaia di anni. Fra queste ricordiamo alcuni alberi come gli abeti setolosi e i Pinus Aristata, che si ritiene risalgano a circa 5000 anni fa.

 

  Il meccanismo con cui si generano queste sostanze è abbastanza semplice ed è denominato cascata di raggi cosmici. Infatti le particelle presenti nei raggi cosmici collidendo con le particelle atmosferiche genererano numerose altre particelle secondarie, in particolare se si tratta di un ioni pesanti.

  Tutte queste particelle, se hanno abbastanza energia, continueranno a muoversi verso il basso e potranno ancora reagire con altre molecole d'aria. Più profondamente le particelle penetreranno nell'atmosfera, più energia perdono. Il raggio cosmico primario deve avere un minimo di energia di circa 450 MeV per produrre un numero significativo di particelle secondarie che può raggiungere il livello del mare.

Pertanto,  per misurare tracce di raggi cosmici primari di energia inferiore bisogna farlo in cima alle montagne più alte o utilizzare aeroplani o palloni sonda.

 

 

  Dopo aver risolto il primo quesito posto all’inizio di questo elaborato, affrontiamo la seconda domanda posta: come si relazionano i raggi cosmici con l’attività solare?

 

  Permettetemi ancora una piccola digressione prima di affrontare questo argomento chiave. Bisogna infatti premettere che i raggi cosmici non giungono sulla Terra nella stessa quantità a seconda della latitudine in cui ci troviamo.

Nel loro percorso verso il nostro pianeta i raggi cosmici non incontrano solo l’atmosfera, ma ancor prima il campo magnetico terrestre e solo se hanno un’energia sufficiente riescono a superarlo e riescono a raggiungere l'atmosfera.

  Il campo magnetico terrestre è determinato dall’effetto dinamo del centro della Terra, ossia da correnti elettriche determinate dal movimento del nucleo ferroso posto al centro della Terra. I raggi cosmici provenienti dal Cosmo quindi saranno obbligati nel campo magnetico terrestre a traiettorie tortuose. Se la loro energia è minima, possono anche non riuscire a penetrare nell’atmosfera.

 

  Inoltre, la quantità di raggi cosmici che giungono nell’atmosfera dipende anche dalla latitudine e dall'inclinazione alla quale il raggio cosmico incontra la magnetosfera. Bisogna sottolineare che attorno ai poli c’è una piccola regione in cui le linee del campo magnetico sono più o meno radiali. Se la particella cosmica giunge radialmente verso il suolo, avrà libero accesso nell'atmosfera, anche con minor energia. Se la radiazione cosmica incontra la magnetosfera nel piano equatoriale, essa interagirà maggiormente con il campo magnetico terrestre proprio dove la sua schermatura è più efficace, e avrà maggior difficoltà a giungere nell’atmosfera se non dispone di una certa quantità di energia.

 

  Particelle con energie appena al di sopra del valore soglia potrebbero avere un'orbita molto complessa prima di raggiungere l'atmosfera. Devono in definitiva superare la cosiddetta soglia geomagnetica (geomagnetic cutoff).

Ancora, se la particella ha una energia troppo debole, la sua traiettoria sarà curvata dal campo magnetico in un semicerchio con raggio ridotto, tale che non raggiungerà mai l'atmosfera e sarà riflessa nello spazio interplanetario.

In conclusione, a livello dei poli giunge un maggior numero di raggi cosmici rispetto l’equatore e ciò va assolutamente considerato in relazione alla loro misurazione nelle diverse stazioni di rilevamento.

 

 

Fig.1 La mappa delle energie di cutoff, come calcolata in tempo reale presso l'Università di Berna (http://cosray.unibe.ch/). La fasce rosse ai bordi della mappa riguarda le regioni in cui i protoni con energia al di sotto di 125 MeV possono penetrare l'atmosfera (a 20 km dal suolo), mentre le energie superiori a 15 GeV (colore verde all'interno del contorno chiuso) sono richieste nelle regioni equatoriali sopra l’Asia meridionale. I contorni dell’energia di soglia uguale sono curvati, perché l'asse del campo magnetico terrestre è inclinato rispetto all'asse di rotazione. Nel complesso si nota che più ci si avvicina all'equatore, maggiore è l'energia minima richiesta ai raggi cosmici per raggiungere l'atmosfera. Le energie di soglia sono più elevate all'interno del contorno chiuso sopra l'Asia meridionale, perché il dipolo della Terra si trova un po’ fuori dal centro della Terra, più vicino all’Asia meridionale che al lato opposto della Terra sopra l'Oceano Atlantico occidentale (da “I raggi cosmici e la Terra” di Olga Kryakunova, 2009).

 

 

Fig.2 Energia richiesta ai raggi cosmici per poter penetrare l'atmosfera

 

 

  È interessante sapere che il campo magnetico terrestre è inclinato rispetto l’asse di rotazione ed il polo magnetico non corrisponde al polo geografico. Attualmente il polo nord magnetico sembra viaggiare con sempre più speditezza dal nord del Canada, dove a lungo è rimasto, verso oriente, ossia verso la Siberia, alla velocità di circa 40-60 km all’anno.

 

 

Fig.3 Movimento del Polo Nord verso la Siberia

 

 

  Questo è un fenomeno noto, anche se in questi ultimi anni ha assunto maggior drammaticità, che costringe a sostituire le carte nautiche con una certa frequenza per poter essere sicuri di aver fatto il punto sulla mappa con una certa sicurezza.

  Vi sono diverse teorie per la ragione di tutto questo. La più accreditata è che la parte solida del nucleo terrestre ruoti ad una velocità diversa rispetto la crosta terrestre. Ricordo che il nucleo della Terra è suddiviso in due parti, una interna solida ed una esterna che si comporta come un fluido.

 

 

Fig.4 Sezione della Terra. E' visibile lo stacco tra nucleo solido e liquido

 

 

  Il campo magnetico terrestre viene compresso dal vento solare, ossia da tutto quell’emissione costante di plasma surriscaldato, diretto in tutte le direzioni a partire dalla corona solare e che viaggia ad altissima velocità da circa 300 a 1.000 km al secondo.

  Il vento solare, ma anche la corona, è costituito da particelle cariche: protoni, elettroni, e una piccola quantità di elio ionizzato e qualche ione di elementi più pesanti.

  La Terra è esposta al flusso continuo del vento solare. Questo “vento” comprime le linee del campo magnetico sul lato della Terra verso il Sole, e si estende in una lunga coda magnetica sul lato notte.

 

 

 

Fig.5 Deformazione e compressione della magntosfera ad opera del vento solare

(immagine NASA)

 

 

  La forma della magnetosfera è pertanto determinata dal flusso del vento solare: sul lato compresso posto verso il Sole si trova ad una distanza di 10-12 raggi terrestri dal centro della Terra (il raggio equatoriale della Terra è approssimativamente pari a 6.378,388 Km), mentre la lunga coda della magnetosfera si estende per almeno 100 raggi terrestri nella direzione opposta al Sole (circa 637.800 Km).

 

  Grazie alla rotazione della Terra noi guardiamo alla parte più compressa della magnetosfera a mezzogiorno e guardiamo alla sua coda durante la notte. Ma siccome l'asse magnetico della Terra è inclinato rispetto al suo asse di rotazione, il campo magnetico varia in modo complesso da una posizione geografica all’altra, anche quando le condizioni del vento solare sono stabili.

 

  Nelle esplosioni che determinano i buchi coronali aumenta la velocità del vento solare che può raggiungere gli 800 km/sec.

Nonostante la cospicua velocità, poiché la distanza della Terra dal Sole corrisponde a  150 milioni di km, ciò fa sì che il vento solare, anche proveniente da eventuali espulsioni coronali, impieghi un certo tempo prima di raggiungere il nostro pianeta.

 

  Non dimentichiamo che la stessa luce solare impiega circa 8 minuti per raggiungere la Terra.

 

  Una forte eruzione solare sarebbe drammatica per la nostra attuale tecnologia costituita ormai da comunicazioni satellitari, computer e telefonini che finirebbero in tilt per diversi giorni. Senza contare le centrali elettriche che sarebbero preda di correnti indotte ed entrerebbero in crisi causando black-out generalizzati nel sistema di distribuzione. Fenomeno conosciuto e previsto dalle centrali elettriche alle più alte latitudini che sono avvertite nel caso di questa evenienza, affinché possano staccare l’alimentazione, avendo 20 ore di tempo intercorrente tra esplosione sulla superficie solare e l’arrivo delle prime particelle della nuvola di gas nell’atmosfera terrestre [6]. L’ultima volta che questo accadde fu il 29 ottobre del 2003 [6].

 

  Ancora una piccola precisazione sul significato di plasma che tanto viene usato dai fisici solari in maniera disinvolta. Cosa si intende per plasma solare?

In fisica e in chimica il plasma è un gas ionizzato, costituito da un insieme di elettroni e ioni ed è globalmente neutro, ossia la cui carica elettrica totale è nulla. Essendo però costituito da particelle cariche, i moti complessivi delle particelle del plasma sono in gran parte dovuti alle forze a lungo raggio che si vengono continuamente a creare e che tendono a mantenere il plasma neutro. Il plasma è considerato come il quarto stato della materia, che si distingue quindi dal solido, il liquido e il gas.

  "Gas ionizzato” indica che una frazione significativamente grande di elettroni è stata strappata dagli atomi. [7]

 

 

 

  Ed ora possiamo affrontare con maggiore sicurezza il rapporto tra radiazione cosmica e attività solare.

 

  Diciamo subito che l’intensità dei raggi cosmici è modulata dal Sole.

Da molti anni sappiamo che questo si deve all’eliosfera.

L’eliosfera è la regione di posta intorno al Sole dimensione variabile che viene riempita dal vento solare e dal suo campo magnetico associato. Il vento solare viaggiando ad altissima velocità quando incontra il mezzo interstellare subisce un rallentamento in corrispondenza dell’onda d’urto (termination shock), mentre per il vento interstellare questa transizione dovrebbe avvenire in corrispondenza del "bow shock" eliosferico.

 

 

Fig.6  L’eliosfera, il termination shock e il bow shock (immagine NASA)

 

 

  La dimensione dell’ eliosfera è stata stimata intorno a circa 100 Unità Astronomiche (UA,), sulla base delle misure delle variazioni temporali del flusso proprio dei raggi cosmici galattici. Ricordiamo che un’unità astronomica corrisponde alla distanza tra la Terra ed il Sole e che è di circa 150 milioni di chilometri (la distanza media è esattamente di 149 597 870,691 chilometri). Il limite dell’eliosfera è stato direttamente confermato dalle due sonde Voyager che continuano a viaggiare e trasmettere da oltre i limiti mai raggiunti da alcun manufatto umano.

 

  L’attività solare in corso è responsabile dell’estensione dell’eliosfera. Se l’attività solare è intensa l’eliosfera si estende, ma se ci troviamo in un periodo di minimo solare l’eliosfera si riduce e con essa parte della sua schermatura ai raggi cosmici.

Come abbiamo detto poco sopra il vento solare trasporta il campo magnetico del Sole nel mezzo interplanetario. Mentre vicino al Sole il campo magnetico è abbastanza intenso da trattenere il plasma e configurare la corona solare, ad una certa distanza dal Sole il plasma caldo domina il campo magnetico, e ne trascina le linee di forza all’esterno.

 

  È interessante osservare che le linee di campo che si estendono nello spazio interplanetario rimangono connesse al Sole e ruotano con esso.

Un bell’esempio per rendere l’idea di come si dispone il flusso radiale del vento solare attorno al Sole è quello conosciutissimo del flusso di acqua emesso da un irrigatore di giardino che ruota spargendo in maniera uniforme l’acqua nel terreno circostante, ma la traiettoria delle gocce d'acqua appare curvata dalla rotazione dell’ irrigatore.

 

  Se seguiamo una singola particella di vento solare nella sua traiettoria di fuga dal sole, questa apparirà, pertanto, curva.

E così saranno anche curve le linee del campo magnetico eliosferico, nella sua diffusione nel mezzo interplanetario.

Queste linee di forza, se osservate dal polo nord del Sole, hanno la forma di una spirale di Archimede, detta anche spirale di Parker, in onore di Eugene Parker, che nel 1958 sviluppò il primo modello idrodinamico del vento solare con il campo magnetico “congelato” (frozen-in) in esso.

 

 

Fig.7 Curvatura e diffusione del campo magnetico nell'eliosfera (da Wikipedia)

 

 

  Il campo magnetico a spirale di Parker è stato diviso in due da una corrente diffusa, ^[un modello matematico sviluppato per primo nei primi anni settanta da Schatten. Come il campo diffuso spiraliforme cambia polarità, si distorce in una spirale ondeggiante che è stata paragonata ad una gonna di ballerina [8].

  La corrente eliosferica diffusa compie una rotazione sul Sole ogni 27 giorni, durante i quali i picchi e i minimi della "gonna" passano attraverso la magnetosfera terrestre, interagendo con essa.

 

 

Fig.8  La spirale di Parker (da Wikipedia)

 

 

  Tuttavia, ci sono eccezioni notevoli, come ad esempio particelle energetiche provenienti dall'emisfero est del Sole o associate a possibili brillamenti localizzati in una parte del lembo est del Sole. La spirale di Parker fornisce un semplice modello di una configurazione media del campo magnetico, ma non necessariamente la configurazione reale in ogni singolo evento [4].

 

  Un esempio di un intenso brillamento solare è l'espulsione di massa coronale (CME), che perturba considerevolmente l’eliosfera.

Le varie osservazioni hanno dimostrato che quando questa veloce CME arriva a Terra, un giorno più tardi dalla sua espulsione nello spazio, può creare notevoli problemi alle comunicazioni.

 

 

Fig.9  Espusione coronale di plasma (CME) registrato da SOHO nell'aprile 2010

(Clicca per il video in formato .mov)

 

 

  Per quanto riguarda le macchie solari, queste sono il sintomo visibile dell’andamento dell’attività magnetica solare e ne sono la  sua espressione.

  Così come quando compaiono le pustolette della varicella sulla cute quando siamo infettati dal virus e ne sono l’espressione visibile, così compaiono le macchie sulla superficie del Sole come sintomo di un’intensa attività magnetica.

  Ma se per la varicella le pustolette sono indice di malattia, per il Sole le macchie sono il sintomo della salute del nostro astro.

 

  Quando il Sole ha molte macchie vuol dire che il campo magnetico è forte nell’eliosfera e ne favorisce l’estensione, favorendone l’azione di schermatura e di conseguenza l’intensità dei raggi cosmici galattici che raggiungono la Terra sarà ridotta.

  Quando non ci sono macchie, la schermatura dell’eliosfera è debole e molti raggi cosmici raggiungono la Terra.

 

  In conclusione, prima di raggiungere la Terra, i raggi cosmici attraversano un complesso mezzo interstellare e interplanetario. Il flusso di raggi cosmici misurato a Terra nelle sue proprietà risente dell’influenza dei campi magnetici incontrati dalle sue particelle. Il campo magnetico variabile del Sole, trascinato verso l’esterno dal vento solare, perturba la propagazione dei raggi cosmici all’interno dell'eliosfera.

 

  Ci possono essere anche rapide variazioni di intensità magnetica dell’eliosfera generate da eruzioni solari, ossia quando i campi magnetici sono espulsi nell’eliosfera insieme al plasma ad alta velocità, ma si tratta di un fenomeno fugace che compare anche in periodi di minimo solare, facendo balzare in alto tutti gli indici solari.

 

 

  I raggi cosmici penetrando nell’eliosfera interagiscono con il vento solare, ma le particelle cariche molto energiche non risentono del vento solare. Al contrario i raggi cosmici ad energie moderata, ma non attraverso collisioni, dal momento che il gas è troppo diluito perché possano esserci collisioni dirette tra una particella dei raggi cosmici con una particella del vento solare, ma per il fatto che il campo magnetico variabile rende la traiettoria dei raggi cosmici, con energie moderate, molto tortuosa.

 

  Molto importante è sapere che in base alle diverse fasi del ciclo solare il vento solare porta con se le irregolarità magnetiche di quel determinato ciclo solare.

Quindi la misura a terra della quantità di raggi cosmici che vi giungono è inversamente proporzionale all’attività solare in quel periodo.

Questo vuol dire che l’intensità dei raggi cosmici che raggiungono il suolo segue lo stesso andamento dei cicli solari un decennali perchè segue l’andamento dinamico dell’eliosfera. Questo fenomeno è detto “modulazione solare dei raggi cosmici galattici”.

 

  Inoltre, come abbiamo detto poco sopra anche i flares e le espulsioni di plasma possono variare la situazione magnetica dell’eliosfera e ridurre l’afflusso dei raggi cosmici a terra, causandone la depressione.

Le depressioni  del flusso di raggi cosmici possono raggiungere valori del 20%. Esse sono chiamate diminuzioni di Forbush, dal nome del fisico dei raggi cosmici Scott Forbush. Le diminuzioni del flusso dei raggi cosmici sono attribuite allo schermo prodotto dalla struttura complessa e turbolenta del campo magnetico prodotto e dall'onda d'urto che tale perturbazione ha davanti a sé e che sostiene durante la sua propagazione.

 

  Il campo magnetico nell’ Eliosfera è molto variabile durante i periodi di alta attività, vale a dire quando il numero di macchie solari, ma anche di brillamenti e di emissioni di massa, è molto alto. Il campo magnetico interplanetario turbolento devia quindi i raggi cosmici in modo molto più efficiente che in periodi di bassa attività, quando il campo magnetico è più regolare.

Le forti fluttuazioni del campo magnetico non solo riducono il numero di raggi cosmici che raggiungono l'interno dell’Eliosfera e la Terra, ma cambiano anche il loro spettro di energia, perché le particelle di energia più bassa sono influenzate più fortemente rispetto a quelle molto più energetiche e la loro direzione di propagazione (anisotropia) [4].

 

  Una volta che abbiamo notato la somiglianza tra le storie temporali del numero delle macchie solari e del flusso dei raggi cosmici galattici, è interessante notarne la differenza: in due cicli di attività solare successivi l'evoluzione temporale del flusso dei raggi cosmici sulla Terra è diversa. Se nel ciclo precedente la curva ha raggiunto il picco, con un massimo ben evidente (nel 1987, per esempio), sarà molto più piatta al momento del massimo successivo (1997).

 

Fig.10  Cicli solari dal 19 al 23. E' ben visibile il diverso numero di macchie solari

nelle diverse fasi del ciclo

 

  Ciò è dovuto al fatto che il ciclo dell'attività solare ha in realtà una periodicità di 22 anni, piuttosto che 11 anni. Ogni 11 anni il campo magnetico globale del Sole inverte la polarità, e questo incide fortemente sulla propagazione delle particelle cariche attraverso la Eliosfera. [4]

 

  Oltre che per il suo ciclo di attività, il Sole influenza anche la propagazione dei raggi cosmici in relazione alla posizione delle regioni attive. Questo crea variazioni di minore ampiezza, in genere con durate relative periodo di rotazione solare di 27 giorni. Le variazioni di lungo periodo dei raggi cosmici, fino a scale temporali di millenni, lasciano impronte sulla Terra, che si evidenziano soprattutto nei sondaggi dei ghiacci polari.

 

  Attualmente stiamo assistendo ad un particolare periodo in cui persiste una debole e prolungata attività solare: a partire dal maggio 2009 non sappiamo se il minimo di attività è dietro di noi o ancora avanti - questo significa che sono trascorsi, dall’ultimo minimo del 1996, 13 anni , invece che, in media, 11 anni! La modulazione dei raggi cosmici lo conferma, in quanto il loro flusso è attualmente più elevato che nei passati minimi di attività solare [4].

 

 

 

  Inoltre, i raggi cosmici non è che non abbiano qualche effetto sulla Terra. Essi influenzano l’atmosfera terrestre tramite le particelle secondarie che essi producono quando collidono con gli atomi atmosferici e tramite la ionizzazione degli stessi atomi atmosferici. Le particelle cariche veloci sono una sorgente di radiazione, come lo sono i raggi X. Mentre gli effetti a terra sembrano essere piccoli, per gli equipaggi degli aerei di linea c’è meno protezione da parte dell’atmosfera.

 

  Recentemente si è perfino osservato che alcuni aeroplani hanno subito un azzeramento della strumentazione di bordo quando hanno attraversato alcune zone, in particolare sopra l’Atlantico, dove a momenti possono comparire delle anomalie nella magnetosfera, le cosidette brecce. In particolare si considera responsabile di questo danno sopratutto la radiazione gamma.

 

 

  Ancora, il flusso di raggi cosmici galattici ha un notevole peso nelle variazioni climatiche, non meno della ridotta irradianza solare.

In questi ultimi anni di ridotta attività solare l’aumento dei raggi cosmici che giungono a terra ha sempre provocato l’aumento della condensazione delle nubi in seguito alla ionizzazione del pulviscolo atmosferico.

 

  Infatti, la ionizzazione del pulviscolo atmosferico è accentuata dai raggi cosmici perchè favoriscono l’accumulo di particelle umide attorno al pulviscolo stesso. Questo porta ad una maggior formazione di nubi, soprattutto nella bassa atmosfera.

  Questo fenomeno ha sempre contribuito alla diminuzione delle temperature medie, in quanto la condensazione nuvolosa limita la penetrazione dei raggi solari al suolo. Attualmente questo comportamento del clima ha fatto sì che i fenomeni metereologici  si sono localizzati in zone più limitate e soprattutto hanno assunto un’intensità rara a vedersi normalmente [5].

 

 

 

  La misura dei raggi cosmici a terra è data dai “neutron monitor” che forniscono i dati fondamentali, attraverso una serie di stazioni di rilevamento.

 

 

 

Fig.11 L'andamento dei raggi cosmici da 1973 al 2010 rilevati dalla stazione di Mosca (Russia)

 

 

  I rivelatori di raggi cosmici a Terra registrano i raggi cosmici secondari, ovvero le diverse componenti prodotte dalle collisioni a cascata provocate dai raggi cosmici primari che interagiscono con gli atomi dell’atmosfera terrestre. I rivelatori possono essere distinti in sottogruppi proprio in base alla componente secondaria che misurano: nucleonica (protoni e neutroni), mesonica (muoni) ed elettromagnetica (fotoni, elettroni ecc.).

 

 

Fig.12 L'andamento dei raggi cosmici in questi ultimi dodici mesi, sempre dalla stazione di Mosca. E' evidente il decadimento al momento della ripresa dell'attività solare a dicembre 2009 dopo il lungo periodo di minimo solare che ha attraversato tutto il 2009.

 

 

 

Fig.13 L'andamento dei raggi cosmici in questi ultimi dodici mesi dalla stazione di rilevamento di Roma. E' evidente anche qui il decadimento della radiazione cosmica

 al momento della ripresa dell'attività solare a dicembre 2009, ma è evidente anche la minor quantità di radiazione giunta al suolo ad un latitudine più bassa come a Roma.

 

 

 

  Nonostante siano utilizzati da decenni, ossia fin dal 1953, i neutron monitors (NMs) per misure a Terra sono tuttora gli apparati più validi per la registrazione dei raggi cosmici e giocano un ruolo chiave come strumento di ricerca nel campo della fisica spaziale, delle relazioni Sole-Terra e nelle applicazioni della meteorologia spaziale.

  Questi rivelatori sono adatti alla registrazione dei raggi cosmici che penetrano nell’atmosfera terrestre con energie comprese tra i 0,5 e i 20 GeV, cioè in un intervallo di energia tale da non poter essere misurati in modo così semplice da rivelatori a bordo di satelliti per problemi di accuratezza statistica delle misure e di costi. Due tipi di rivelatori standard (IGY e NM64) operano nella rete mondiale che attualmente è costituita da circa 50 stazioni (siti di misura) [3].

 

 

 

Fig.14 Neutron monitor tipo NM64 equipaggiato con 3 contatori (a destra è visibile la struttura schermante rivestita in legno ed i contatori) e la strumentazione elettronica (a sinistra) comprensiva di alimentatori alta tensione e barometro

(Foto dal sito NDB - Neutron Monitor Database)

 

 

  È possibile verificare l’andamento dei raggi cosmici da queste stazioni direttamente da Internet utilizzando i dati del Neutron Monitor Database, mediante il motore di ricerca qui.

 

 

 

  Valutare l’andamento nel tempo dei raggi cosmici è molto importante per conoscere lo stato di salute del Sole e dell'eliosfera e per capirne le variazioni.

 

 

 

 

Bibliografia

 

[1] P.H. Stoker, L.I. Dorman, and J.M. Clem, ``Neutron Monitor Design Improvements'', Space Science Review, vol. 93, pp. 361-380, 2000

[2] J.M. Clem and L.I. Dorman, ``Neutron Monitor Response Functions'', Space Science Review, vol. 93, pp. 335-359, 2000

[3] Olga Kryakunova, “Neutron Monitors”, 17, 2009: http://www.nmdb.eu/?q=node/434

[4] Olga Kryakunova, “Vento solare, Eliosfera e Propagazione dei raggi cosmici”, 17, 2009: http://www.nmdb.eu/?q=node/425

[5] Questo sito, “Introduzione”

[6] Sito dell’ESA “La tempesta magnetica del 29 ottobre 2003”: http://www.esa.int/esaCP/SEMEDMWLDMD_Italy_2.html , articolo presente anche su questo sito qui.

[7] Da Wapedia “La fisica del plasma”, http://wapedia.mobi/it/Plasma_%28fisica%29

[8] Spirale di Parker da Wikipedia http://it.wikipedia.org/wiki/Corrente_eliosferica_diffusa

 

 

by Pablito - 27 aprile 2010

 

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