Questo è un blog sugli asteroidi, ma quel “dintorni” ci permette degli excursus in altri campi e poi le aurore boreali alle medie latitudini, come quella che si è verificata fra il 10 e l’11 maggio 2024, sono talmente rare – l’ultimo evento simile risale all’ottobre 2003 – che vale la pena parlarne, anche perché ne sono stato diretto testimone. L’occasione è buona per ripassare un po’ di fisica del Liceo: non bastano le immagini per apprezzare la bellezza dell’aurora, quindi ci addentreremo un pochino nei meandri della fisica per vedere da che cosa ha origine il fenomeno e perché si mostra con colori diversi. Per capire i meccanismi che stanno alla base delle aurore avremo bisogno di conoscere più da vicino tre “ingredienti”: i campi magnetici, la forza di Lorentz e le particelle cariche emesse dal Sole. Vedremo questi elementi uno per uno senza dare troppe cose per scontate e poi li “fonderemo” insieme per ottenere una comprensione qualitativa e a grandi linee del fenomeno dell’aurora, boreale o australe che sia.

Il campo magnetico

Almeno una volta nella vita, tutti abbiamo giocato con le calamite: tipicamente si presentano come delle barrette di metallo che possiedono la proprietà di respingersi o di attrarsi a seconda delle estremità che si mettono in contatto. Un classico esperimento è collocare della limatura di ferro su un foglio bianco e metterci sotto una barra calamitata per vedere la limatura disporsi in modo ordinato, seguendo quelle che vengono chiamate “linee di forza“. In effetti nella regione di spazio attorno alla calamita è presente quello che si chiama un campo magnetico in cui le linee di forza escono, per convenzione, da un estremo della barra che viene chiamato “polo nord” (che per brevità indicheremo con N) ed entrano nell’altro estremo che viene chiamato “polo sud” (S). Il campo magnetico generato da una barra calamitata è quindi rappresentato da un insieme di linee chiuse che forniscono direzione e verso della forza che si esercita in ogni punto dello spazio, mentre la densità delle linee ne caratterizza l’intensità. In effetti le linee di forza visualizzate dalla limatura di ferro sono più fitte vicino ai poli della calamita, dove la forza che si esercita è più intensa, e più rade a mano a mano che ci si allontana dal magnete.

Le linee di forza del campo magnetico generato da una barra magnetizzata sono mostrate in Fig. 1: si tratta di un esperimento facile da fare e che richiede solo un foglio e un po’ di limatura di ferro. Nella Fig. 2 e nella Fig. 3 invece è mostrato l’andamento del campo magnetico nel caso si usino due barre, prima con poli opposti vicini e poi con poli dello stesso segno vicini: come si vede, se si considera lo spazio fra le due barre, l’andamento delle linee di forza nei due casi è molto diverso. Nel primo caso le linee di forza si fondono insieme ossia si ha una connessione magnetica, nel secondo caso invece non avviene nessuna connessione. Vale la legge fisica che fra poli dello stesso segno si esercita una forza magnetica repulsiva, mentre fra poli opposti si esercita una forza attrattiva. Questa proprietà di connessione fra campi magnetici diversi, ma in cui le linee di forza hanno lo stesso verso sarà fondamentale per capire quali sono le condizioni necessarie affinché si verifichi l’aurora.

La cosa interessante è che se si taglia una barra calamitata in due parti distinte si ottengono due calamite più piccole, non si separa il polo sud dal polo nord. Questa proprietà del magnetismo è molto diversa da quella dell’elettricità in cui ci sono due tipi di cariche elettriche, positive e negative, che invece possono essere separate: pensiamo a una particella come l’elettrone, che ha carica elettrica negativa, e al protone che ha la stessa carica elettrica, ma positiva, inoltre ha una massa 1840 volte superiore a quella dell’elettrone. Quando un elettrone orbita attorno al protone per via dell’attrazione elettrica (anche qui vale la legge che cariche dello stesso segno si respingono, quelle di segno opposto si attraggono), si ha l’atomo di idrogeno globalmente neutro, mentre quando elettrone e protone si separano abbiamo un atomo di idrogeno ionizzato.

Una delle grandi conquiste della fisica è stato capire che i campi magnetici sono generati dalle cariche elettriche in movimento, quindi gli elettroni che scorrono in un filo conduttore non solo sono un esempio di corrente elettrica, ma sono anche la sorgente di un campo magnetico statico che circonda il filo. Se le cariche elettriche invece di fluire uniformemente oscillano avanti e indietro, allora anche il campo magnetico generato sarà variabile nel tempo e nello spazio si propagherà insieme al campo elettrico con una velocità pari a quella c della luce: si genera così un’onda elettromagnetica. Questo fa capire quanto siano intimamente connessi i fenomeni elettrici e magnetici: non c’è uno senza l’altro. Per le barre calamitate le correnti elettriche che generano il campo magnetico della barra circolano a livello atomico, mentre nel caso dei corpi planetari, il campo magnetico viene generato dalle correnti elettriche che circolano nel nucleo fuso del corpo stesso. Nel Sistema Solare i pianeti Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Terra, Mercurio e Ganimede (la maggiore luna di Giove), sono tutti dotati di un campo magnetico globale generato da correnti elettriche che scorrono al loro interno. Al contrario, Marte e la Luna hanno campi magnetici superficiali e locali, residuo del magnetismo generato quando il loro nucleo era ancora allo stato fluido.

Il campo geomagnetico

In prossimità della superficie terrestre il campo magnetico del nostro pianeta può essere approssimato al campo magnetico generato da un dipolo magnetico, posizionato al centro della Terra e inclinato di un angolo di circa 10.8° rispetto all’asse di rotazione. In questo caso si parla di campo geomagnetico, perché Gea, Geo o Gaia nella mitologia greca era la dea primordiale della Terra. Un dipolo magnetico è circa equivalente a una barra metallica magnetizzata, come quelle che abbiamo visto prima per introdurre il concetto di linea di forza.

Se immaginiamo di inserire la barra magnetizzata dentro una sfera cava che rappresenta la Terra, allora questo dovrà avere il polo sud rivolto verso il polo nord geomagnetico. Ciò può sembrare strano, ma il polo nord di un magnete è definito tale se, lasciato ruotare liberamente, punta all’incirca verso nord in senso geografico. Poiché il polo nord di un magnete attrae i poli sud degli altri magneti e ne respinge i poli nord, allora deve essere attratto dal polo sud del dipolo terrestre. Considerato che un campo vettoriale come quello magnetico si rappresenta con linee di forza chiuse che, per convenzione, entrano nel polo sud ed escono dal polo nord magnetico, le linee di forza del dipolo magnetico terrestre entrano nell’emisfero geografico nord ed escono da quello sud. Il campo dipolare rappresenta l’80-90% del campo magnetico nella maggior parte delle località. Una migliore rappresentazione del campo geomagnetico si ha con un dipolo spostato di 451 km dal centro della Terra verso l’Oceano Pacifico. Il campo magnetico terrestre non è l’eccezzione, tutti i campi magnetici planetari possono essere approssimati con un campo di dipolo, con delle perturbazioni per tenere conto delle loro irregolarità. Il campo magnetico, o meglio il campo di induzione magnetica, in fisica si indica con la lettera B (il grassetto indica che si tratta di un vettore, non di una quantità scalare), e si misura in Tesla. L’intensità del campo geomagnetico sulla superficie terrestre varia da 25 a 65 microtesla.

La forza di Lorentz

La forza di gravità è ben nota a tutti, anche ai più distratti. Infatti è a causa della forza di gravità che si esercita fra il nostro corpo e la Terra se, quando cadiamo, ci facciamo male; è la forza di gravità fra Terra e Luna che permette al nostro satellite di ruotarci attorno (in prima approssimazione) e così via fino alle più grandi strutture dell’Universo: la gravità fa parte della nostra esperienza quotidiana. Tuttavia, come abbiamo visto qualitativamente prima, esistono altre forze all’opera fra cui quella elettromagnetica. Senza complicare troppo le cose e limitandoci alla sola componente magnetica, immaginate di essere una particella dotata di carica elettrica q positiva, come ad esempio un protone di massa m_p, che si muove su una retta con velocità v da sinistra verso destra e di trovarvi improvvisamente immersi in un campo magnetico B con le linee di forza che vanno dal basso verso l’alto e ortogonali alla retta su cui vi muovete: che forza si avvertirebbe? Trascurando la gravità, il campo magnetico eserciterebbe sui di voi una forza la cui intensità è data da: F = q v B. Questa è la forza di Lorentz, dal nome del fisico olandese Hendrik Lorentz. La cosa interessante è che la forza di Lorentz, in questa situazione, tenderebbe a farvi uscire dalla traiettoria rettilinea tirandovi verso destra (verso sinistra per una carica negativa), in poche parole vi farebbe “sbandare” costringendovi a seguire una traiettoria circolare attorno alle linee di forza del campo magnetico con la stessa velocità con cui prima vi spostavate in linea retta. Da qui deriva che il campo magnetico non cambia l’energia cinetica delle particelle cariche, inoltre, il raggio della traiettoria circolare percorsa, noto come raggio di Larmor, è dato da R = m_p v/qB. In questa formula vanno presi i moduli dei vettori. Notare che maggiore è la velocità relativa v fra carica elettrica e campo magnetico, più grande sarà il cerchio descritto; mentre maggiore è il valore di B più piccolo sarà il cerchio. Anche la massa della particella carica ha la sua importanza: a parità di campo magnetico e velocità, un protone avrà un raggio di Larmor 1840 volte maggiore di quello di un elettrone.

Sembra una cosa esotica e priva di utilità, ma non è così: la forza di Lorentz è all’opera in un qualsiasi motore o generatore elettrico, quindi anch’essa permea la nostra vita, come la gravità. A parte il caso particolare che abbiamo visto prima in cui il vettore velocità formava un angolo di 90° con il campo magnetico, in generale la forza di Lorentz dipende dall’angolo fra il vettore della velocità e il vettore del campo magnetico e andrebbe scritta come F = q v x B, dove “x” indica l’operazione di prodotto vettoriale fra i vettori v e B. Di conseguenza, se il moto del nostro protone avvenisse in senso parallelo alle linee di forza del campo magnetico, allora il prodotto vettoriale v x B è il vettore nullo e la forza di Lorentz sarebbe zero! La forza sarebbe nulla anche se la particella fosse ferma o non avessa carica elettrica.

In generale, il vettore velocità di una particella elettricamente carica avrà sia una componente parallela al campo magnetico, sia una ortogonale. La componente ortogonale la farà girare attorno alle linee di forza del campo, mentre quella parallela la farà muovere lungo la linea di forza mentre esegue la rotazione. In parole povere le cariche elettriche, in presenza di un campo magnetico, si muovono con una traiettoria a elica cilindrica attorno alle linee di forza del campo. In pratica un campo magnetico si comporta come un mezzo anisotropo: non ostacola il moto delle particelle cariche lungo le linee di forza, mentre lo rende difficoltoso se il moto è trasversale alle linee di forza. Per questo motivo un campo magnetico può funzionare come uno “scudo” contro il moto di particelle elettricamente cariche, ma può essere utilizzato anche come un contenitore per impedire alle particelle di fuggire, come avviene nei prototipi dei reattori nucleari a fusione

Quando una particella carica interagisce con il campo geomagnetico, che non è uniforme nello spazio, si muoverà lungo le linee di forza del campo, ma la componente di velocità parallela (che permette lo spostamento lungo la linea di forza) e ortogonale al campo (che condiziona il raggio di Larmor della particella), varierà in continuazione. A un certo punto la particella arriverà a trovarsi con la componente della velocità parallela a zero, in questo caso non potrà più spostarsi lungo la linea di forza, ma tornerà indietro fino a trovarsi di nuovo nella condizione di velocità parallela zero e così via, avanti e indietro lungo la linea di forza del campo magnetico. Questi punti, in cui la componente della velocità parallela al campo si annulla, sono detti mirror point o punti di riflessione.

Particelle dal Sole

Come tutte le stelle il Sole è una sfera composta per lo più d’atomi di idrogeno ed elio che emette energia elettromagnetica come conseguenza delle reazioni di fusione nucleare che si svolgono nelle sue regioni centrali. La nostra stella ha un diametro di circa 1,5 milioni di km, pari a 109 volte quello della Terra e dista in media 149,5 milioni di km dal nostro pianeta. Questa gigantesca sfera di gas è in equilibrio idrostatico, ossia esiste una compensazione fra le forze che tenderebbero a farla contrarre (come la gravità) e quelle che tenderebbero a farla espandere (come la pressione del gas).

Per via dell’alta temperatura del nucleo – circa 15 milioni di gradi Kelvin (K) – il Sole è composto per lo più di materia che si trova allo stato di plasma. Di che cosa si tratta? Lo stato di plasma viene raggiunto dalla materia quando i moti delle particelle dovuti all’agitazione termica sono sufficientemente energetici da causare un’elevata ionizzazione degli atomi che la compongono, ossia quando elettroni e ioni non sono più uniti a formare atomi elettricamente neutri. La presenza di cariche elettriche libere di spostarsi cambia il comportamento della materia perché intervengono le forze elettriche coulombiane che sono a lungo range, in aggiunta alle forze a corto range tipiche della materia allo stato neutro. Rispetto alla materia ordinaria, nello stato di plasma insorgono quindi dei comportamenti collettivi delle particelle elettricamente cariche.

Il plasma solare è quindi un gas formato principalmente di elettroni, protoni e nuclei di elio, che “ribollono” per effetto delle reazioni nucleari che avvengono nel nucleo. Abbiamo visto che quando le particelle elettricamente cariche si muovono, originano delle correnti elettriche che generano dei campi magnetici che, a loro volta, hanno un effetto su come le particelle si muovono. Nel caso di plasmi permeati da campi magnetici vale il teorema del congelamento plasma – campo magnetico dimostrato dal fisico svedese Hannes Alfvén nel 1942. Il plasma è un mezzo altamente conduttivo e con resistenza nulla, quindi la forza di Lorentz al suo interno è sempre zero: v x B = 0. Se la forza è sempre zero vuol dire che v è zero, ossia la velocità relativa fra le cariche elettriche e il campo magnetico è nulla: le linee di forza magnetiche sono solidali ossia “congelate” nel plasma. Questa è una caratteristica fondamentale: le nubi di particelle elettricamente cariche che – come vedremo – lasciano continuamente il Sole trasportano con sè anche i campi magnetici solari presenti nelle zone che le hanno generate.

Il vento solare

Mentre la fotosfera è lo strato di gas più facilmente visibile del Sole, la corona è lo strato più esterno dell’atmosfera solare. La radiazione della fotosfera diffusa dalla corona è molto debole perché quest’ultima è praticamente trasparente, quindi deve essere composta di gas estremamente rarefatto. In effetti le misure ci dicono che anche nella parte più densa, la corona contiene da 100 milioni a 1 miliardo di atomi di idrogeno per centimetro cubo, una densità pari a 1/100 000 000 000 dell’aria che respiriamo. Data la bassa luminosità, la corona solare può essere vista a occhio nudo solo durante le eclissi totali di Sole. La temperatura cinetica della corona, determinata dalla velocità con cui si muovono le particelle che la compongono, è di circa 2 000 000 K. In queste condizioni gli atomi di idrogeno ed elio che costituiscono la maggior parte della corona hanno perso tutti i loro elettroni, mentre gli atomi presenti in tracce degli elementi pesanti come il ferro sono ionizzati. Per via dell’alta temperatura, già a una distanza di circa 10 milioni di km dal Sole la corona non è in equilibrio idrostatico, ma si espande liberamente dando vita a un flusso di particelle con velocità di alcune centinaia di km/s. All’altezza dell’orbita terrestre le velocità delle particelle coronali è di 300-500 km/s è la densità è di 3-10 particelle per centimetro cubo. Questo flusso di particelle emanato continuamente dal Sole prende il nome di vento solare. Per via del vento solare si può stimare una perdita di massa di circa un milione di tonnellate al secondo, un niente se confrontata con la massa della stella.
Il vento solare trasporta con sé il campo magnetico solare delle zone da cui si origina nella corona perché è un plasma quindi si verifica quel fenomeno del “congelamento” cui abbiamo accennato prima. Inoltre, per effetto della rotazione del Sole attorno al proprio asse, le linee di forza del campo magnetico trasportato dal vento solare e proiettato sull’eclittica sono in una configurazione a spirale. All’altezza dell’orbita terrestre l’intensità del campo magnetico interplanetario trasportato dal vento solare è di pochi nT.

Brillamenti e CME

Mentre il vento solare è un flusso continuo di particelle che lascia il Sole, nella nostra stella si verificano anche eventi che possono espellere nubi di plasma che si sovrappongono al flusso stazionario del vento solare. In effetti i campi magnetici generati nel Sole possono essere osservati nell’atmosfera solare proprio perché influenzano i movimenti del plasma e i processi fisici più complessi tendono a concentrarsi in zone specifiche, dette regioni attive. Il numero di regioni attive non è costante, ma segue un ciclo di attività della durata media di 11,04 anni, noto come ciclo undecennale di attività solare. In questo momento siamo nel ciclo di attività numero 25, il cui massimo sarà raggiunto nella seconda metà del 2024.

Nei punti in cui il campo magnetico è più intenso si possono formare le macchie solari e generare fenomeni a breve vita e alta energia come i brillamenti solari (flare) che possono essere associati alle eiezioni di massa coronale (o CME, Coronal Mass Ejection). Un brillamento è un’esplosione che avviene nell’atmosfera solare, a livello della cromosfera, per effetto del rilascio di energia immagazzinata in un campo magnetico. Questo fenomeno fisico implica improvvise emissioni di particelle cariche accelerate, riscaldamento del plasma e movimento di masse di gas. I brillamenti solari emettono radiazioni sull’intero spettro elettromagnetico, dalle onde radio all’ottico, dai raggi X ai raggi gamma. La maggior parte dei flare si verifica nelle regioni attive intorno alle macchie solari, dove intensi campi magnetici emergono dalla fotosfera e si proiettano nella corona. I flare hanno tempi scala che vanno da alcuni minuti ad alcune decine di minuti. La quantità di energia rilasciata in un tipico flare equivale a quella rilasciata nell’esplosione di milioni di bombe all’idrogeno da 100 megatoni che esplodono contemporaneamente. La frequenza dei flare è in fase con il ciclo undecennale del Sole: quando il ciclo solare è al minimo, le regioni attive sono piccole e rare e i brillamenti solari sono pochi; i flare aumentano di numero quando il Sole si avvicina al massimo del suo ciclo.

La regione attiva RA3664

Nel nostro caso l’imponente aurora visibile fra il 10 e 11 maggio 2024 è stata generata grazie all’attivià della regione attiva RA 3664 sviluppatasi nell’emisfero sud del Sole. Il 10 maggio il complesso di macchie solari associata a questa regione ha raggiunto un’area di 2400 milionesimi dell’emisfero solare con un’estensione pari a 17 volte il diametro terrestre, diventando visibile a occhio nudo: la regione di macchie solari più grande e magneticamente complessa osservata durante l’attuale ciclo solare, il XXV iniziato nel 2019. A partire dall’8 maggio questa regione attiva, ha generato una serie di brillamenti energetici, di cui alcuni associati anche a dei CME. Le CME emesse successivamente erano più veloci di quelle emesse prima, quindi c’è stata una “fusione in corsa” delle nubi di particelle cariche, generandone una molto densa. In effetti all’altezza della Terra, la densità del plasma è aumentata di un fattore 100 rispetto alla normale densità del vento solare e la velocità è salita fino a circa 1000 km/s. La nube di particelle cariche trasportava con sè un campo magnetico interplanetario diretto verso sud con un’intensità di circa 50 nT, una condizione estremamente favorevole per lo svilupparsi di un’aurora.

La magnetosfera e il meccanismo dell’aurora

L’interazione delle particelle elettricamente cariche emesse dal Sole con il campo geomagnetico ne altera la configurazione dipolare perché il campo magnetico si oppone al moto del plasma solare per effetto della forza di Lorentz. Come conseguenza, il campo geomagnetico viene compresso in direzione solare, mentre si estende in direzione antisolare scavando così una cavità nel vento solare noto come magnetosfera. La posizione del punto sub solare della magnetosfera è determinato dall’equilibrio fra la pressione esercitata dal vento solare e la pressione esercitata dal campo geomagnetico e in media si trova a circa 11 raggi terrestri dalla Terra. Sul lato opposto invece la magnetosfera si estende per più di 1000 volte il raggio terrestre: nel complesso la magnetosfera è una specie di “manica a vento” la cui forma dipende da direzione e intensità del vento solare. Il confine fra il vento solare e il limite esterno della magnetosfera è noto come magnetopausa. In generale la magnetosfera non è vuota, ma contiene plasmi rarefatti che derivano sia dal vento solare, sia dalla ionosfera terrestre.

Tuttavia, la possibilità dello sviluppo di un’aurora non dipende solo dall’abbondanza di particelle cariche, ma anche dalla direzione delle linee di forza del campo magnetico che il plasma solare trasporta con sè. Solo se nel campo magnetico interplanetario le linee di forza sono orientate verso sud, allora ci sarà una connessione con le linee di forza geomagnetiche che entrano nel polo geografico nord ed escono da quello sud: si tratta della stessa situazione incontrata con le due barre magnetizzate aventi i poli opposti vicini di cui abbiamo parlato all’inizio. In questo modo elettroni e protoni del vento solare, muovendosi lungo le linee di forza, possono entrare nella magnetosfera e scatenare una tempesta geomagnetica, ossia delle perturbazioni più o meno importanti del campo geomagnetico. L’intensità di una tempesta geomagnetica è caratterizzata dal K-index che quantifica i disturbi nella componente orizzontale del campo magnetico terrestre con un numero intero compreso tra 0 e 9, dove 1 indica calma e 5 o più indica una tempesta geomagnetica. Questo numero deriva dalle fluttuazioni massime delle componenti orizzontali osservate su un magnetometro durante un intervallo di tre ore. La lettera “K” deriva dalla parola tedesca “Kennziffer” che significa “cifra caratteristica”. Il K-index è stato introdotto dal geofisico tedesco Julius Bartels nel 1938.

Come abbiamo accennato prima, il CME che ha investito la Terra il 10 maggio aveva una componente sud del campo magnetico di ben 50 nT, quindi perfettamente in grado di fondersi con il campo geomagnetico e il K-index è passato da un valore inferiore a 3 per le 15 UTC del 10 maggio a un valore 8-9 a partire dalle 18 UTC: è in questo lasso di tempo che è iniziata la tempesta geomagnetica.

La corrente ad anello

In condizioni ordinarie ossia in assenza di una tempesta geomagnetica, le particelle cariche che si originano per effetto degli UV solari e dalla interazione dei raggi cosmici nella stratosfera sono intrappolate dal campo geomagnetico e percorrono traiettorie oscillanti in senso nord-sud lungo le linee di forza. A causa della non uniformità del campo geomagnetico a questo movimento si sovrappone un moto di deriva in senso est-ovest: verso ovest per le cariche positive e verso est per quelle negative. Il risultato globale della deriva delle cariche elettriche è una corrente ad anello giacente nel piano equatoriale della Terra che circola verso ovest e localizzata a distanza di 3-8 raggi terrestri con massimo a 5 raggi terrestri. Le cariche elettriche impiegano circa 2 ore per fare il giro della Terra ed essendo una corrente generano un campo magnetico che, andandosi a sommare con il campo geomagnetico, riduce l’intensità di quest’ultimo sulla superficie terrestre.

Aurora e SAR

Come abbiamo già detto, le particelle cariche del vento solare attraversano le linee del campo magnetico riconnesse ed entrano nella magnetosfera. Gli ioni e gli elettroni, avendo carica elettrica opposta, per la forza di Lorentz sono deflessi in direzioni diverse: i protoni verso il lato dell’alba, gli elettroni verso quella del tramonto. Si crea così una differenza di potenziale fra due zone della magnetosfera che genera una corrente elettrica che fluisce anche lungo le linee di forza geomagnetiche che entrano nella ionosfera in prossimità dei poli magnetici della Terra: questo è il “generatore aurorale“. La ionosfera è la parte superiore dell’atmosfera terrestre, si estende fra i 50 e i 1000 km di quota, ed è costituita da elettroni, atomi e molecole ionizzate principalmente per effetto della radiazione UV solare: è questa porzione dell’atmosfera terrestre che funge un po’ da “schermo catodico” per le aurore. Mentre nella troposfera le molecole di azoto e ossigeno vengono continuamente rimescolate fra loro per effetto dei venti, le popolazioni di particelle nella ionosfera tendono a essere stratificate in funzione della massa: in basso quelle più pesanti, in alto quelle più leggere. Così alla quota ionosferica più bassa (50-150 km), abbondano le molecole di azoto; attorno ai 200-450 km ha il suo picco la concentrazione dell’ossigeno atomico, mentre attorno ai 600 km d’altezza le particelle prevalenti sono gli atomi di elio. Salendo oltre iniziano a prevalere gli atomi di idrogeno. L’aurora si manifesta quando i fasci di elettroni in arrivo sulle regioni polari subiscono collisioni ad alta energia con le particelle della ionosfera, eccitando o ionizzando atomi e dissociando molecole. Il fatto che gli elettroni entrino in prossimità dei poli magnetici spiega come mai le aurore siano fenomeni visibili solo dalle zone della Terra ad alta latitudine. In casi di eccezionale densità della nube di plasma che investe la magnetosfera la zona di visibilità si estende verso le medie latitudini, come è successo il 10 maggio 2024.

La tipica luce verdastra dell’aurora alla lunghezza d’onda di 557,7 nm è emessa dagli atomi eccitati dell’ossigeno atomico, la luce violacea invece è dovuta all’emissione delle molecole ionizzate dell’azoto, quindi avviene a una quota più bassa rispetto alla luce verde che viene emessa a quote maggiori. Le cariche elettriche nella ionosfera aumentano la loro energia cinetica per effetto del passaggio degli elettroni solari e si espandono verso l’esterno arrivando fino a 400 km di quota. Questa popolazione di elettroni caldi con temperature dell’ordine di 4000 K può avere abbastanza energia per eccitare l’ossigeno atomico ancora presente a quelle quote e fare emettere una radiazione dal caratteristico colore rosso a 630 nm: questa emissione rossastra genera il SAR (Stable Auroral Red). Probabilmente anche la corrente ad anello svolge un ruolo nella generazione del SAR.

Comunque sia, tipicamente l’aurora ha l’aspetto di un drappeggio che inizia a una quota di diverse centinaia di km fino ad arrivare a 100 km di quota: giunti a questa altezza gli elettroni solari vengono bloccati dall’atmosfera terrestre e non riescono a scendere oltre, mentre il SAR ha un aspetto più diffuso ed è più facile osservarlo a basse latitudini.

La notte dell’aurora

E ora veniamo alla descrizione dell’aurora boreale che ho osservato dal monte Orzale di Loiano nella notte fra il 10 e l’11 maggio 2024. Era una serata osservativa come tante al telescopio “Cassini” della Stazione Osservativa di Loiano gestita dall’INAF-OAS. Il “Cassini” è il secondo telescopio sul territorio italiano e con i sui 1,5 metri di diametro è un po’ il “grande occhio” dell’Appennino.

Quella sera però stavo testando il nuovo sistema di quattro telescopi Tandem (dei Newton da 35 cm di diametro F/3 + CMOS a grande campo di vista), per la ripresa di satelliti e space debris in orbita attorno alla Terra, precisamente nell’orbita media, a circa 20 000 km dalla superficie terrestre dove si trovano i satelliti Galileo del sistema GPS europeo. Tutto stava procedendo nel migliore dei modi ed ero davanti alla console dei Tandem per monitorarne il funzionamento e la presa dati quando è arrivata una chiamata sul telefono dell’osservatorio. Nel 99% dei casi si tratta di persone che vogliono chiedere informazioni su qualche fenomeno astronomico, ma questa volta era un mio collega che da Bologna chiedeva: avete visto l’aurora? E io: quale aurora? Nel mentre, alzando gli occhi al monitor che mostra le immagini riprese dalla camera all-sky posta di fianco alla grande cupola che ospita il “Cassini”, mi sono accorto che il cielo era per metà di colore rosso! Ringraziato e salutato il collega, mi sono fiondato sulla terrazza dell’osservatorio per vedere con i miei occhi. Considerato che l’ultimo fenomeno aurorale osservato dall’Italia è stato quello dell’ottobre 2003, più di 20 anni fa, non volevo farmi scappare l’occasione. Una volta sul terrazzo, a occhio nudo non si vedeva gran che (per forza ero passato da un ambiente illuminato a uno buio in pochi secondi): solo usando lo smartphone con tempi di posa di 8 s era possibile riprendere l’aurora bassa sull’orizzonte verso nord. Ma tenere lo smartphone in mano con tempi di posa lunghi vuol dire immagini mosse e poi il sensore non è proprio concepito per l’uso notturno, ci voleva qualcosa di più serio di quel giocattolo!

Nel frattempo, il computer di Tandem continuava a riprendere automaticamente tutti i satelliti programmati: test passato positivamente. Terminate le osservazioni attorno a mezzanotte, ho chiuso la cupola, parcheggiato Tandem, il Cassini e mi sono fiondato a casa a prendere la fida Canon 700D montata su un robusto treppiede e dotata di scatto remoto, che avevo usato per la ripresa dell’eclissi totale di Sole dell’8 aprile 2024 dal Texas. Tolto al volo il teleobiettivo da 135 mm, ho montato un obiettivo da 40 mm per avere un campo di vista più ampio. Tornato rapidamente sul monte Orzale, in mezzo alla pineta e con le luci di Loiano debolmente visibili sullo sfondo verso nord, ho iniziato a riprendere l’aurora con l’otturatore impostato su B con esposizioni fino a qualche decina di secondi e sensibilità di 800 ISO: il cielo si mostrava di un bel rosso vivo per via del SAR, ma più bassi sull’orizzonte si vedevano anche i drappeggi viola dell’aurora vera e propria. Drappeggi talmente intensi, come quello delle 22:47 UTC, da essere visibili a occhio nudo, uno spettacolo che non dimenticherò mai. Però l’obiettivo da 40 mm aveva un campo di vista troppo piccolo per mostrare tutto lo spettacolo: nuova corsa a casa a prendere il grandangolare da 8 mm (e un paio di batterie di riserva, non si sa mai…). Con il senno di poi sarebbe stato meglio prendere subito tutto lo zainetto fotografico, ma tant’è.

Con il grandangolare le riprese sono state spettacolari, anche se i drappeggi dell’aurora erano più intensi durante le riprese con il 40 mm. Un’aurora non è un fenomeno stazionario, la sua attività varia a seconda del numero di particelle cariche che penetrano nel campo magnetico terrestre e nell’atmosfera terrestre: bisogna cogliere l’attimo. Ho continuato le riprese per un’ora fin verso le 2 del mattino dell’11 maggio, ma si vedeva che l’aurora stava scemando di intensità: restava solo il SAR che rendeva il cielo rosso fino allo zenit. Vista la situazione e la stanchezza dovuta al correre su e giù per il monte Orzale alla ricerca di una inquadratura migliore, ho sospeso le riprese, raccolto l’attrezzatura e me ne sono tornato a casa con ancora negli occhi quello spettacolo indimenticabile: particelle cariche emesse dal Sole che fanno emettere luce di fluorescenza ai gas dell’atmosfera.