La Terra \u00e8 un pianeta dotato di un campo magnetico di intensit\u00e0 media pari a 0.3 Gauss. La componente principale (circa il 97%) \u00e8 originata dalla rotazione della Terra attorno al proprio asse che permette alle particelle cariche nello strato di ferro liquido che circonda il nucleo, di generare correnti elettriche e queste, grazie al loro moto, generano il campo nucleare<\/i>. In pi\u00f9 le rocce della crosta terrestre vengono magnetizzate dal campo nucleare e forniscono esse stesse un campo magnetico secondario (seppur in percentuale molto minore) noto come campo crostale<\/i>.<\/p>\n
Le linee di forza del campo magnetico terrestre, che definiscono la magnetosfera<\/i>, sembrerebbero essere quelle generate da un dipolo magnetico, ossia linee simmetriche rispetto all\u2019asse geomagnetico del campo che decorrono dal polo sud al polo nord. In realt\u00e0 la forza esercitata dal vento solare sulla magnetosfera provoca una compressione e deformazione tale da determinarne la forma a goccia.<\/p>\n Figura 1: Immagine che rappresenta la magnetosfera terrestre nella quale le linee di forza sono deformate dall\u2019azione del vento solare.<\/p><\/div>\n La magnetosfera, che \u00e8 sostanzialmente costituita da particelle cariche, funge da ottimo scudo per la Terra, dato che estendendosi per diversi Km, impedisce alla maggior parte dei raggi cosmici e particelle cariche nocive per la vita umana di raggiungere la superficie terrestre. Questa protezione, per\u00f2 \u00e8 assente ai poli. Mentre alcune particelle vengono deviate ed allontanate dalla magnetosfera terrestre, altre un po\u2019 pi\u00f9 energetiche riescono a penetrarla. Secondo ci\u00f2 che viene chiamata riconnessione magnetica<\/i>, le linee di forza di due corpi magnetici, direzionate in senso opposto possono distruggersi e ricombinarsi con altre linee di forza e di conseguenza liberare energia. In questo modo, quando le linee di forza del campo magnetico solare (di intensit\u00e0 pari ad 1 Gauss) interagiscono con quelle della Terra, le particelle cariche provenienti dal Sole riescono ad immettersi nella magnetosfera. Giunte all\u2019interno della magnetosfera, una buona parte delle particelle viene intrappolata in particolari zone dette Fasce di Van Allen<\/i>: vi \u00e8 una fascia esterna a 40000 Km di distanza dalla Terra costituita da elettroni, ed una pi\u00f9 interna a 6300 Km, ricca di protoni ed elettroni. Che fine hanno fatto le particelle rimanenti? Queste collidono con le particelle della magnetosfera e tramite le collisioni riescono a liberarsi dalla trappola innescata dallo scudo che circonda la Terra, subiscono un\u2019accelerazione da parte del campo magnetico terrestre e raggiungono i poli. Questi, come gi\u00e0 accennato, sono gli unici punti della Terra che non sono circondati dalla magnetosfera, pertanto le particelle del vento solare possono interagire con gli atomi che sono presenti nella parte superiore dell\u2019atmosfera terrestre, la cosiddetta ionosfera<\/i>. Queste interazioni generano un\u2019ulteriore componente del campo magnetico terrestre (campo esterno<\/i>). La ionosfera \u00e8 uno strato atmosferico che si estende dagli 85 Km ai 600 Km dal suolo e l\u2019origine del nome proviene proprio dal fatto che gli atomi in questo strato interagiscono con la radiazione solare e vengono ionizzati, perdendo o acquisendo elettroni. Come si nota dall\u2019immagine seguente, la ionosfera appartiene a tre fasce dell\u2019atmosfera, che sono mesosfera, termosfera ed esosfera.<\/p>\n Figura 2: Struttura dell\u2019atmosfera terrestre.<\/p><\/div>\n Dunque come quelle antiche armate alla ricerca di nuovi territori da conquistare, che dopo aver percorso un lungo tragitto ed aver individuato la fortezza da espugnare, riescono a vincerne le difese ed innescare una battaglia interna, cos\u00ec alcune particelle del vento solare, dopo aver attraversato circa 150 milioni di Km ed essere riuscite a svincolarsi dalla protezione della magnetosfera terrestre, interagiscono e collidono con gli atomi dell\u2019alta atmosfera. Questi ultimi vengono eccitati, quindi raggiungono un livello di energia superiore ma instabile e di conseguenza decadono, ritornando nello stato stabile ed emettendo radiazione elettromagnetica al seguito della transizione avvenuta. Le aurore sono i fotoni di luce emessi dagli atomi diseccitati che giacciono nella ionosfera. Le aurore terrestri si manifestano per qualche ora e possono avere forme, colore ed intensit\u00e0 variabili. Il colore \u00e8 associato alla presenza di atomi diversi nell\u2019atmosfera; al di sopra dei 100 Km dal suolo vi \u00e8 principalmente abbondanza di Azoto (che costituisce il 78% dell\u2019atmosfera terrestre) ed Ossigeno (20%). L\u2019Azoto predomina sull\u2019Ossigeno fino a 100 Km, mentre si ha maggior abbondanza di Ossigeno al di sopra dei 200 Km, come si evince dal grafico seguente.<\/p>\n Figura 3: Grafico che descrive la quantit\u00e0 di Ossigeno ed Azoto alle diverse altitudini. Si nota come l\u2019Azoto predomini intorno ai 100 Km, mentre viene sovrastato dalla quantit\u00e0 di Ossigeno oltre i 200 Km.<\/p><\/div>\n L\u2019Ossigeno eccitato decade dopo circa 1 secondo ed emette radiazione di colore verde quando si trova ad altitudini inferiori, mentre produce, ad altezze pi\u00f9 elevate, luce rossa corrispondente ad una lunghezza d\u2019onda \u03bb pari a 6300 \u01fa (Angstrom). Quest\u2019ultima componente determina la \u201cauroral red line<\/i>\u201d ed \u00e8 spesso difficile da individuare per la bassa sensibilit\u00e0 del nostro occhio al colore rosso e per la ridotta presenza di atomi di Ossigeno nell\u2019atmosfera.<\/p>\n L\u2019Azoto, inoltre, decade istantaneamente dallo stato eccitato ed emette radiazione di colore rosso, blu e violetto, le cui lunghezze d\u2019onda sono indicate con gli stessi colori nella Figura 4<\/i><\/b>, <\/i><\/b>che descrive lo spettro di emissione dell\u2019Azoto molecolare.<\/p>\n Figura 4: Spettro di emissione dell\u2019Azoto molecolare, in cui sono evidenziate le radiazioni emesse alle diverse lunghezze d\u2019onda corrispondenti al blu, violetto e rosso.<\/p><\/div>\n Di conseguenza, l\u2019emissione di luce da parte di Azoto ed Ossigeno e la loro diversa combinazione alle differenti quote, determina la colorazione dell\u2019aurora, complessivamente verdastra ad altitudini pi\u00f9 basse e di un tenue colore rossastro alle quote superiori.<\/p>\n In pi\u00f9 le molecole di Azoto eccitate possono interagire con l\u2019Ossigeno atomico e determinare un\u2019ulteriore emissione di luce verde (auroral green line<\/i>), corrispondente alla lunghezza d\u2019onda di 5570 \u01fa e visibile al di sotto dei 100 Km di altitudine.<\/p>\n Le emissioni di luce di cui abbiamo appena accennato, la auroral green line<\/i> che corrisponde ad una riga di emissione con \u03bb=5570 \u01fa e la auroral red line<\/i> con \u03bb=6300 \u01fa sono quelle che principalmente dominano le aurore e per questo sono chiamate righe aurorali<\/i>. Le si pu\u00f2 individuare nello spettro di emissione dell\u2019Ossigeno Atomico riportato di seguito.<\/p>\n Figura 5: Emissione di radiazione elettromagnetica dell\u2019Ossigeno, tendente al verde quando \u00e8 ad altitudini superiori ed al rosso quando \u00e8 presente in altitudini pi\u00f9 basse. Inoltre le due frecce indicano le righe aurorali.<\/p><\/div>\n Le righe aurorali sono radiazioni emesse al seguito di particolari transizioni che avvengono tra i livelli energetici del\u2019Ossigeno neutro, rispettivamente tra i livelli 1<\/sup>S0 <\/sub>\u21921<\/sup>D2 <\/sub>e 1<\/sup>D2<\/sub>\u21923<\/sup>P2<\/sub>. L\u2019apice \u00e8 dato dall\u2019espressione 2S+1, dove S \u00e8 il momento totale di spin degli elettroni coinvolti (il valore 1 suggerisce che S \u00e8 0, ossia gli elettroni ruotano attorno al proprio asse in sensi opposti e per questo sono detti antiparalleli, il valore 3 suggerisce S pari ad 1, quindi gli elettroni coinvolti hanno spin paralleli). Il pedice invece \u00e8 definito dal valore J, la somma del momento angolare totale L (il quale descrive la rotazione delle particelle nello spazio) e del momento totale di spin S, individuato come termine di accoppiamento spin-orbita<\/i>. Le lettere dei livelli S, P e D corrispondono a dei particolari valori del momento angolare totale L pari a 0, 1, 2, che permettono di individuare i diversi livelli energetici che un atomo pu\u00f2 raggiungere.<\/p>\n Nei casi in cui le particelle del vento solare sono altamente energetiche si manifestano aurore fortemente intense e brillanti in cui il colore verdastro giace su di un sottile strato rosso.<\/p>\n Figura 6: Aurora dal colore verdastro, con uno strato rossastro sottostante, indice che tale fenomeno \u00e8 stato prodotto da particelle cariche fortemente energetiche.<\/p><\/div>\n Le Aurore possono essere distinte in diffuse<\/i> e discrete<\/i>. Le prime sono debolmente percettibili, anche in una notte buia, mentre le altre sono facilmente visibili all\u2019interno di quelle diffuse, variando da bagliori deboli a quelli cos\u00ec intensi da poter riuscire a leggere un foglio di giornale.<\/p>\n Le emissioni aurorali assumono forme diverse, somigliando a degli archi oppure a delle corone, fino ad apparire come dei drappeggi fissi o \u201cdanzanti\u201d nel cielo, richiamando alla mente il movimento di una tenda quando \u00e8 sfiorata da una mano. Queste \u201ctende\u201d sono composte da raggi paralleli, ciascuno in allineamento con le linee di forza del campo magnetico terrestre, dimostrando che l\u2019aurora \u00e8 un fenomeno modellato proprio da quest\u2019ultimo. Osservazioni mediante i satelliti hanno in effetti dato prova di come gli elettroni catturati dalla magnetosfera si dirigano verso i poli spiraleggiando attorno alle linee di forza del campo magnetico.<\/p>\n Il mozzafiato gioco di luci e forme che decora i cieli polari ed australi pu\u00f2 essere apprezzato totalmente un\u2019ora prima della mezzanotte quando l\u2019osservatore, il polo magnetico ed il Sole sono perfettamente allineati, ossia nel momento in cui scatta la \u201cmezzanotte magnetica\u201d.<\/p>\n Le collisioni che originano le aurore avvengono in zone ovali asimmetriche attorno ai poli, cosiddette \u201covali aurorali<\/i>\u201d e le loro proiezioni sulla terra determinano le \u201czone aurorali<\/i>\u201d, regioni dove si ha la massima osservabilit\u00e0 di aurore, localizzate ad una latitudine di 67\u00b0N e 67\u00b0S e con un\u2019estensione di circa 6 gradi. Gli ovali aurorali possono variare le proprie dimensioni ed estendersi anche fino all\u2019equatore al seguito di un\u2019attivit\u00e0 solare fortemente intensa. A tal proposito, si deve considerare che, come si \u00e8 gi\u00e0 osservato, le aurore sono legate al plasma emesso dal Sole e di conseguenza la loro intensit\u00e0 dipende dalla quantit\u00e0 di particelle cariche che lo costituisce, il quale a sua volta \u00e8 strettamente connesso con la comparsa della macchie solari<\/i>. Queste ultime sono delle piccole regioni irregolari sulla superficie del Sole, dal colore pi\u00f9 scuro rispetto alle zone circostanti perch\u00e9 relativamente pi\u00f9 fredde. Si ritiene che queste siano dovute a dei flussi magnetici in salita verso la superficie e il picco massimo di intensit\u00e0 si raggiunge ogni undici anni, determinando il ciclo solare<\/i>. Durante il picco massimo del ciclo solare o negli anni immediatamente successivi la quantit\u00e0 di materiale espulsa dal Sole \u00e8 cos\u00ec elevata che si scatenano delle forti tempeste geomagnetiche, allargando l\u2019ovale aurorale fino alle zone temperate. E\u2019 in queste rare occasioni che gli abitanti delle regioni vicine all\u2019equatore possono avere qualche probabilit\u00e0 di assistere al fenomeno delle aurore. Pare che l\u2019ultimo picco massimo sia stato raggiunto nel Febbraio 2012, in cui sono state registrate circa 67 macchie solari; attualmente siamo ancora nella fase attiva del ciclo, con circa 63-65 macchie solari e tutto ci\u00f2 spiegherebbe la recente comparsa di aurore in una regione insolita della Terra, come quella che ospita il sud della Gran Bretagna.<\/p>\n Figura 7: Grafico che mostra il ciclo solare di durata pari ad 11 anni. Si nota come negli anni il picco massimo abbia gradualmente ridotto la sua intensit\u00e0.<\/p><\/div>\n Nella notte tra il 27 e il 28 Febbraio scorso le aurore boreali hanno colorato i cieli di Norfolk, Essex, Galles e Scozia, affascinando gli abitanti per un paio d\u2019ore con i loro colori tendenti al rosso, verde e giallo. Gli scienziati che monitorano l\u2019attivit\u00e0 solare avevano registrato il 7 Gennaio 2014 un\u2019espulsione di massa solare molto intensa. Di seguito, i ricercatori dello Space Weather Prediction Centre<\/i> in Boulder (Colorado) avevano predetto un\u2019imminente tempesta solare. L\u2019intensit\u00e0 di luce visibile al seguito di tempeste geomagnetiche viene misurata tramite l\u2019indice KP che pu\u00f2 assumere valori compresi tra 0 e 9. In quell\u2019occasione l\u2019indice KP vari\u00f2 dal valore 1 (il quale indica che la luce aurorale si manifesta nel Nord della Scandinavia) al valore 7 suggerendo che le aurore potevano essere avvistate anche nel Sud del Galles e nel Sud dell\u2019Inghilterra. Ci si aspettava dunque di riuscire a vedere le \u201cNorthern Lights\u201d in tali zone il 9 Gennaio, ma anche se questo fenomeno si \u00e8 fatto attendere, il risultato \u00e8 stato comunque strabiliante.<\/p>\n Figura 8: Aurora boreale nei cieli meridionali della Gran Bretagna.<\/p><\/div>\n Figura 8b: Aurora boreale nei cieli meridionali della Gran Bretagna.<\/p><\/div>\n Sembra, inoltre, che le aurore non siano dei fenomeni silenziosi: infatti come la precedente armata espugna la fortezza facendo echeggiare le proprie urla, cos\u00ec questi fenomeni generano dei suoni. Alcuni viaggiatori sostengono di aver udito, in concomitanza con la manifestazione aurorale, dei suoni somiglianti a degli applausi o crepitii, deboli e istantanei, giurando che provenissero dalle aurore stesse. Per molto tempo gli scienziati sono stati scettici a tal proposito, sostenendo che lo strato alto dell\u2019atmosfera in cui si formano le aurore \u00e8 cos\u00ec sottile che non pu\u00f2 permettere la propagazione di onde sonore. Ma nel 2012 un gruppo di ricercatori appartenenti alla Aalto University<\/i> in Finlandia ha pubblicato un articolo nella quale affermava di aver registrato un suono, prodotto a 70 m di altezza dal suolo, simile a degli applausi e in contemporanea con la manifestazione delle aurore. Secondo il parere di questi ricercatori i suoni provengono da particelle del vento solare che sono responsabili delle luci aurorali, proprio come sostenuto dai viaggiatori \u201cfortunati\u201d. Infatti non possiamo aspettarci di sentire un suono paragonabile a quello che fuoriesce dalle casse musicali durante un concerto, ma tutt\u2019altro: udire questi particolari segnali acustici \u00e8 molto difficile, innanzitutto perch\u00e9 si manifestano durante periodi di massima attivit\u00e0 aurorale e in secondo luogo si presentano in notti prive di vento e di qualsiasi altra fonte di rumore. Ascoltare i suoni dell\u2019aurora \u00e8 un evento cos\u00ec raro che pu\u00f2 capitare una sola volta nella vita.<\/p>\n Pare che le aurore pi\u00f9 intense fino ad ora registrate siano state quelle avvenute il 28 Agosto e il 2 Settembre del 1859. In particolar modo l\u2019aurora del 2 Settembre si \u00e8 manifestata a distanza di un giorno dal rilascio di un\u2019enorme quantit\u00e0 di energia (flare solare<\/i>) da parte del Sole, l\u2019espulsione di massa coronale pi\u00f9 intensa mai registrata. Il flare solare ha raggiunto la Terra ed ha prodotto aurore cos\u00ec intense e brillanti da venir ammirate anche negli Stati Uniti, in Europa, in Giappone ed in Australia. Tempeste geomagnetiche talmente forti, oltre a provocare fenomeni cos\u00ec luminosi possono interrompere le comunicazioni radio, ma quella volta due operatori dell\u2019\u201dAmerican Telegraph Line<\/i>\u201d riuscirono a comunicare tra loro dalle due diverse sedi, Boston e Portland per circa due ore. Ci\u00f2 pu\u00f2 essere spiegato supponendo che le antenne di alcuni telegrafi avessero il giusto orientamento perch\u00e9 il campo elettromagnetico formatosi da quella tempesta inducesse una corrente geomagnetica, permettendo ai due operatori di comunicare a grandi distanze senza alimentatore.<\/p>\n Non cerchiamo, per\u00f2 di essere egocentrici e pensare che noi terrestri siamo gli unici ad ospitare il fenomeno delle aurore: luci aurorali, anche abbastanza spettacolari, sono state osservate su Venere, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.<\/p>\n Venere non \u00e8 dotato di un campo magnetico nucleare quindi \u00e8 priva di magnetosfera, pertanto le particelle provenienti dal vento solare impattano contro l\u2019atmosfera venusiana e danno luogo ad aurore che si diffondono su tutto il disco planetario come delle macchie con luminosit\u00e0 e forma diverse, visibili sul lato del pianeta non illuminato dal Sole.<\/p>\n La manifestazione di aurore su Marte \u00e8 stata una scoperta abbastanza recente: il 14 Agosto 2004 lo strumento SPICAM a bordo della sonda Mars Express<\/i> dell\u2019ESA (Agenzia Spaziale Europea) ha rivelato un\u2019aurora nell\u2019emisfero sud del pianeta, nella regione denominata \u201cTerra Cimmeria\u201d. L\u2019emissione aurorale presentava un diametro di 30 Km ed un\u2019estensione in altitudine di 8 Km. I ricercatori hanno notato come la regione in cui si \u00e8 manifestata l\u2019aurora presenti un campo magnetico fortemente localizzato. Cos\u00ec l\u2019origine del fenomeno pu\u00f2 essere attribuita ad un flusso di elettroni che muovendosi lungo le linee di forza del campo magnetico crostale generato da rocce magnetizzate (Marte, come Venere non \u00e8 dotato di un campo magnetico principale nel nucleo) eccitano gli atomi della parte superiore dell\u2019atmosfera marziana.<\/p>\n Il gigante gassoso del nostro Sistema Solare, Giove, d\u00e0 luogo ad aurore che hanno un\u2019intensit\u00e0 100 volte maggiori rispetto a quelle terrestri poich\u00e9 presenta un campo magnetico molto pi\u00f9 forte di quello della Terra, pari a 4.3 Gauss. Le aurore su Giove sono state osservate per la prima volta nel 1979, ad opera della missione Voyager 1. <\/i>L\u2019Hubble Space Telescope<\/i> (HST) ha catturato un\u2019immagine di un\u2019aurora che, ondeggiando come una tenda, colora il polo nord del pianeta, visibile nella parte ultravioletta (UV) dello spettro elettromagnetico. Si ritiene che le cause di questo fenomeno siano dovute non solo all\u2019interazione del vento solare con l\u2019atmosfera di Giove ma anche, e forse soprattutto, al proprio satellite Io.<\/p>\n Figura 9: Fenomeno aurorale manifestatosi sul pianeta Giove e ripreso nell\u2019UV. Credit: John Clarke (University of Michigan) and NASA<\/p><\/div>\n Io presenta un\u2019intensa attivit\u00e0 vulcanica ed emette nello spazio circostante elementi come Zolfo ed Ossigeno, i quali sfuggono al suo campo gravitazionale, si dispongono in una regione a forma di \u201cciambella\u201d nella regione circostante il pianeta gigante e interagiscono con il campo magnetico di Giove. In questo modo vengono generate delle aurore visibili nella regione X dello spettro elettromagnetico. Come prova che gli atomi emessi dai vulcani di Io siano in grado di influenzare il fenomeno aurorale che si manifesta su Giove i ricercatori hanno tenuto sotto controllo un particolare elemento prodotto dal satellite, il Sodio. Nel 2007 i dati hanno registrato un aumento di Sodio nella regione che circonda Giove al seguito di un\u2019attivit\u00e0 vulcanica di Io particolarmente forte; ma come conseguenza di questa emissione, \u00e8 stato rilevato un basso segnale radio, indice che sono state prodotte poche aurore sul pianeta gigante. Infatti prima di raggiungere l\u2019atmosfera, le particelle cariche possono emettere onde radio. In conclusione, Io ha un\u2019enorme influenza sulla manifestazione di aurore sul pianeta Giove, ma cos\u00ec come pu\u00f2 creare il fenomeno, \u00e8 anche in grado di ridurlo.<\/p>\n Su Saturno hanno origine spettacolari ed intense aurore che durano per giorni, visibili per\u00f2, anch\u2019esse, nell\u2019UV. Furono osservate per la prima volta ai poli nel 1979, dalla sonda Pioneer 11<\/i> di appartenenza della NASA. Le aurore di Saturno si estendono per diversi Km dai poli e l\u2019emissione di radiazione ultravioletta \u00e8 dovuta alla presenza di atomi di Idrogeno nell\u2019atmosfera. Le prime immagini che raffiguravano questi fenomeni nelle regioni settentrionali di Saturno sono state ottenute nel 1994\/1995 dall\u2019HST, mentre recentemente la sonda Cassini<\/i> ha fornito una pi\u00f9 vasta gamma di manifestazioni aurorali, indagando nelle regioni dello spettro elettromagnetico corrispondenti all\u2019IR (infrarosso), UV e Visibile. Le osservazioni comprendono sia le regioni settentrionali complementari che quelle meridionali e la sonda <\/i>ha inoltre ripreso le aurore sulla faccia del pianeta non visibile dalla Terra.<\/p>\n Figura 10: Ovale aurorale al polo di Saturno, visibile nell\u2019UV. Credit NASA<\/p><\/div>\n La prima volta che venne osservata un\u2019aurora su Urano fu nel 1986, quando la sonda della NASA Voyager 2<\/i> vi orbit\u00f2 attorno e una recente foto di manifestazioni aurorali \u00e8 stata ottenuta dall\u2019HST nel 2011. Urano \u00e8 un pianeta particolare per l\u2019inclinazione del proprio asse di rotazione, quasi giacente sul piano orbitale: ciascuna regione polare \u00e8 illuminata dal Sole per 40 anni e rimane in ombra per altrettanti anni. Ha inoltre un asse di campo magnetico inclinato di circa 60\u00b0 rispetto all\u2019asse di rotazione. A causa della particolare inclinazione dell\u2019asse rotazionale l\u2019aurora vista da Voyager 2<\/i> \u00e8 diversa rispetto a quella fotografata dall\u2019HST. Nel 1986 l\u2019asse di rotazione puntava in direzione del Sole (solstizio) e la sonda, orbitandogli attorno, ha potuto notare le aurore formatesi sul lato in ombra del pianeta. Nel 2011, invece, l\u2019asse di rotazione era perpendicolare al Sole (punto equinoziale) e in pi\u00f9 la visibilit\u00e0 dell\u2019HST era ridotta poich\u00e9 questo telescopio spaziale osserva il Sistema Solare rimanendo in orbita attorno alla Terra. HST \u00e8 riuscito, nonostante tutto, a catturare dei deboli bagliori luminosi (visibili nella seguente Figura 11<\/i><\/b>) della durata di pochi minuti, nella regione destra del pianeta, corrispondente al polo nord magnetico di Urano.<\/p>\n Figura 11: Piccole macchie aurorali fotografate dall\u2019HST nel 2011 in corrispondenza del polo nord magnetico di Urano. Credit NASA and Erich Karkoschka, U. of Arizona<\/p><\/div>\n Anche su Nettuno sono state individuate delle aurore, con una potenza pari a 50 milioni di Watt, molto minore rispetto ai 100 miliardi di Watt delle aurore terrestri. Il campo magnetico di Nettuno per\u00f2 \u00e8 molto complesso e questo d\u00e0 origine a fenomeni aurorali altrettanto difficili da studiare, dislocati in diverse regioni del pianeta e non solo ai poli.<\/p>\n Infine, varcando i confini del nostro quartiere ed uscendo dal Sistema Solare, ritroviamo nuovamente le aurore che animano le pseudo-stelle di massa molto piccola, minore di 0.08M\u05bc (M\u05bc indica la massa solare che equivale a 2×1033<\/sup>g), le \u201cnane brune<\/i>\u201d. Un gruppo di ricercatori capeggiato da Jonathan Nichols ha dimostrato che l\u2019emissione di onde radio da parte di alcune nane ultrafredde potrebbe essere spiegata tramite fenomeni simili a quelli che originano le aurore. In questo modo si potrebbe riuscire ad individuare pianeti di cui altrimenti non si verrebbe mai a conoscenza. In pi\u00f9 tale meccanismo pu\u00f2 essere sfruttato per conoscere il campo magnetico di altri pianeti ed avere informazioni sulle interazioni con le loro stelle e i propri satelliti.<\/p>\n Le transizioni che generano le aurore terrestri sono state individuate anche in ammassi di gas rarefatto e pulviscolo cosmico, note come nebulose gassose<\/i>. Queste si suddividono in: nebulose diffuse (luminose ed oscure), nebulose planetarie e nebulose extragalattiche. Le nebulose planetarie sono il risultato di una stella di massa pari alla massa del nostro Sole, che cessata la reazione nucleare che converte Idrogeno (H) in Elio (He) nel proprio nucleo (core<\/i>) e quindi uscita dalla fase di sequenza principale, si presenta con un nucleo di He e con l\u2019H nelle regioni circostanti. In pi\u00f9, attorno al nucleo vi \u00e8 una fascia di He in combustione che avanzando verso l\u2019esterno, libera un\u2019energia tale da far espellere il materiale circostante lasciando a nudo il nucleo di He: in questo modo si forma la nebulosa planetaria. Agli inizi dello scorso secolo erano state individuate, nello spettro delle nebulose, delle righe di emissione insolite, la cui origine era sconosciuta. In un primo momento si ipotizz\u00f2 l\u2019esistenza di un nuovo elemento, il \u201cNebulio\u201d che decadendo da livelli energetici di energia superiore emetteva radiazione a lunghezze d\u2019onda anomale, specialmente a \u03bb=4959 \u01fa e a \u03bb=5007 \u01fa. Successivamente si intu\u00ec che tali righe venivano emesse da materiali noti che si trovavano per\u00f2 in particolari condizioni ed in effetti ci\u00f2 venne confermato nel 1928 dal fisico statunitense Ira Bowen. Infatti Bowen analizz\u00f2 i livelli energetici dell\u2019Ossigeno O++<\/sup> notando che le due righe spettrali sopra citate corrispondevano alle rispettive transizioni: 1<\/sup>D2<\/sub>\u21923<\/sup>P1 <\/sub>e 1<\/sup>D2<\/sub>\u21923<\/sup>P2<\/sub>. Un\u2019altra insolita riga veniva generata dalla transizione 1<\/sup>S0<\/sub>\u21921<\/sup>D2<\/sub>, la transizione che sulla Terra genera l\u2019auroral green line<\/i> e per questo nominata, come gi\u00e0 detto, \u201ctransizione aurorale\u201d. <\/i>All\u2019interno delle nebulose avvengono anche processi di foto-ionizzazione ossia un fotone interagendo con un atomo od uno ione, lo priva di uno o pi\u00f9 elettroni. Questi ultimi sono cos\u00ec energetici che collidendo con l\u2019O++<\/sup> nella sua configurazione fondamentale, lo eccitano e gli permettono di raggiungere livelli pi\u00f9 energetici ed instabilie favorire di conseguenza i decadimenti sopra descritti. Si pu\u00f2 stimare il rapporto tra l\u2019energia emessa durante la transizione aurorale (1<\/sup>S\u21921<\/sup>D) e quella emessa durante la transizione nebulare (1<\/sup>D\u21923<\/sup>P) e in questo modo i ricercatori potrebbero riuscire a conoscere la temperatura degli elettroni coinvolti nel processo e la loro densit\u00e0. In questo modo si possono comprendere meglio le modalit\u00e0 in cui si verificano questi processi proibiti, la cui esistenza viola una delle regole che permettono la transizione tra livelli energetici. Il motivo sostanziale del perch\u00e9 queste transizioni si notano nelle nebulose risiede nelle grandi dimensioni dell\u2019oggetto considerato, il quale possiede un\u2019elevata densit\u00e0 di particelle che possono dar luogo ad un gran numero di collisioni. Da questi rapporti di energia si pu\u00f2 tra l\u2019altro venire a conoscenza della sezione d\u2019urto delle collisioni tra elettroni ed atomi, ossia determinare la probabile area attorno all\u2019atomo nella quale avviene la collisione ad opera dell\u2019elettrone.<\/p>\n Le aurore sono dei fenomeni che suscitano sorpresa e stupore ma i meccanismi che sono alla base della loro origine sono un importante oggetto di studio. Ammirandole e studiandole, possiamo permettere al nostro occhio di contemplarne la bellezza e fornire alla nostra mente i mezzi per comprendere fenomeni che avvengono in tutto l\u2019Universo.<\/p>\n Credit: Simone Renoldi Credit: Simone Renoldi<\/p><\/div>\n Credit: Simone Renoldi<\/p><\/div>\n Credit: Simone Renoldi<\/p><\/div>\n Credit: Simone Renoldi BLUE AURORAS: Northern Lights are usually green, and sometimes red. Those are the colors produced by oxygen when it is excited by electrons raining down from space. On Feb. 22nd, Micha B\u00e4uml of Straumfjord, Norway, witnessed an appariton of aurora-blue \u00a0Anna Galiano – 2014<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Immaginate di trovarvi per strada di notte e di vedere in cielo delle enormi fiamme di un colore verdastro o rossastro talmente luminose che vi permetterebbero di leggere il vostro libro preferito, immersi in un\u2019atmosfera surreale e romantica. Strano, vero? … Continua a leggere![\"magnetosfera](\"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/wp-content\/uploads\/2014\/03\/1.jpg\")
<\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a><\/a>
Blog di Simone Renoldi:
http:\/\/saimonphilips.blogspot.it\/<\/a>
Time lapse qui:
http:\/\/www.youtube.com\/watch?v=bw7joHsucII&feature=youtu.be<\/a>
http:\/\/www.youtube.com\/watch?v=fkCg4eP6Pqc&app=desktop<\/a><\/p><\/div>\n<\/a><\/a><\/a><\/a>
Come fotografare l\u2019aurora boreale:
http:\/\/www.phototutorial.net\/2013\/10\/28\/fotografare-aurora-boreale\/<\/a><\/p><\/div>\n<\/a>
\u201cAll of a sudden the sky exploded,\u201d says Micha. \u201cThe aurora looked like a giant flame.\u201d
In auroras, blue is a sign of nitrogen. Energetic particles striking ionized molecular nitrogen (N2+) at very high altitudes produces a cold azure glow of the type captured in Micha\u2019s photo. Why it overwhelmed the usual hues of oxygen on Feb 22nd is unknown. Auroras still have the capacity to surprise.<\/p><\/div>\n