per sfuggire all'attrazione gravitazionale
Il ragionamento di Newton
Perché?
- La gravità lo fa cadere verso il centro della Terra.
- La velocità orizzontale lo fa avanzare lungo una traiettoria curva.
- La curvatura della Terra (che “scende” di 4,9 m ogni 8 km) compensa la caduta.
L'ALBA DELL'ERA SPAZIALE
- COMUNICAZIONI: satelliti per trasmissioni televisive e telecomunicazioni tramite microonde
- NAVIGAZIONE: sistemi GPS con accuratezza di posizione fino a 20m per navigazione globale
- RICERCA SCIENTIFICA: osservazioni astronomiche e studio dell'universo senza ostacoli atmosferici
METEOROLOGIA: monitoraggio delle masse d'aria e previsioni climatiche tramite immagini satellitari
“La fisica spaziale si estende dall’atmosfera terrestre fino ai confini dell’Universo osservabile.”
- IONOSFERA (> 60 km) — Studio degli strati superiori dell’atmosfera, fondamentali per le comunicazioni radio
- MAGNETOSFERA — Campo magnetico terrestre e fasce di Van Allen con particelle ad alta energia
- SISTEMA SOLARE — Esplorazione di Luna, Marte e altri pianeti per comprendere l’origine del sistema
- SOLE E VENTO SOLARE — Studio della nostra stella e del flusso di particelle che influenza la Terra
- UNIVERSO PROFONDO — Osservazione di stelle, galassie e fenomeni cosmici attraverso tutto lo spettro elettromagnetico
- KONSTANTIN TSIOLKOVSKY (Russia, 1903): gettò le basi scientifiche della propulsione a razzo. Opera fondamentale: "Studi dello spazio interplanetario per mezzo di razzi".
- ROBERT GODDARD(Usa, 1919): costruì e brevettò i primi razzi a combustibile liquido. Sviluppò l'ugello di scarico ancora in uso oggi.
- HERMANN OBERTH(Austria, 1923):divulgò i vantaggi del combustibile liquido e ispirò una generazione di ingegneri spaziali.
PRINCIPIO DI PROPULSIONE
AZIONE E REAZIONE
I razzi operano espellendo continuamente un flusso di gas ad alta temperatura, generando spinta per reazione. A differenza dei motori jet, non richiedono aria per funzionale.
VELOCITA' RICHIESTE
- 9 km/s per orbita terrestre bassa (LEO)
- 13km/s per sfuggire alla gravità terrestre
Il principio di base della propulsione
aerospaziale è la conservazione della quantità di moto
Equazione del razzo di Tsiolkovskij
DAL V-2 ALL'ERA SPAZIALE
I PRIMI SATELLILTI ARTIFICIALI
4 ottobre 1957
31 gennaio 1958
17 marzo 1958
I fenomeni che avvengono tra il Sole e la Terra possono essere spiegati usando le stesse leggi della fisica classica.
In particolare:
Meccanica classica
Termodinamica
Elettromagnetismo
.........cambia la scala, non le leggi.
Il Sole è una stella molto calda.
Nella sua atmosfera esterna, chiamata corona solare, la temperatura raggiunge milioni di gradi.
In fisica:
temperatura alta → particelle molto veloci
particelle veloci → pressione elevata
La gravità del Sole tende a trattenere la materia, il Sole crea un pozzo gravitazionale profondo, ma non infinito.
Il risultato è un flusso continuo di particelle cariche che si allontana dal Sole: il vento solare.
Il vento solare esiste quindi perché: la pressione termica del plasma supera localmente l’attrazione gravitazionale.
IL CAMPO MAGNETICO E LA FORZA DI LORENTZ
Le particelle del vento solare sono cariche elettricamente.
Le particelle cariche obbediscono alla forza di Lorentz.
Forza di Lorentz
Una particella carica che si muove in un campo magnetico subisce una forza: perpendicolare alla velocità e perpendicolare al campo magnetico
Questa forza non accelera la particella in avanti, ma ne curva la traiettoria.
Per determinarne la direzione si usa la regola della mano destra.
IL CAMPO MAGNETICO INTERPLANETARIO
Nel plasma, il campo magnetico del Sole viene trascinato dal moto delle particelle.
campo magnetico interplanetario.
Nello spazio, il campo magnetico non è statico:
si muove insieme al plasma.
LA TERRA COME SCUDO MAGNETICO
Intorno alla Terra è presente un campo magnetico simile a quello di un grande magnete dipolare. In questa rappresentazione, il polo Sud magnetico del “magnete” terrestre si trova vicino al polo Nord geografico: per questo motivo viene comunemente chiamato polo Nord magnetico terrestre. Il campo magnetico si estende nello spazio e forma una regione detta magnetosfera, che svolge un ruolo fondamentale nella protezione del nostro pianeta.
Quando il vento solare arriva vicino alla Terra:
- le particelle cariche vengono deviate dalla forza di Lorentz
- la maggior parte non raggiunge l’atmosfera
Il campo magnetico terrestre protegge la Terra.
LA BOTTIGLIA MAGNETICA
Una bottiglia magnetica è una configurazione di campo che:
- impedisce alle particelle cariche di uscire da una certa regione di spazio
- le costringe a rimanere confinate
“Le fasce di Van Allen sono regioni in cui particelle cariche restano intrappolate dal campo magnetico terrestre. Il loro moto è governato dalla forza di Lorentz e dalle leggi di conservazione dell’energia e del momento magnetico, ed è simile a quello di un pendolo o di una molla.”
Queste fasce si comportano come due enormi bottiglie magnetiche naturali, capaci di intrappolare particelle cariche molto energetiche:
- elettroni
- protoni
Il moto delle particelle nelle fasce di Van Allen è particolare:
- esse spiraleggiano attorno alle linee del campo magnetico
- percorrono uno dei due lobi delle fasce
- si avvicinano all’atmosfera terrestre, soprattutto vicino ai poli
- urtano gli atomi dei gas atmosferici
- perdono energia
- questa energia viene emessa sotto forma di luce
Normalmente le aurore sono visibili solo alle alte latitudini, ma durante periodi di intensa attività solare possono essere osservate anche a latitudini più basse.
- conservazione dell’energia
- conservazione del momento magnetico (invariante adiabatico)
Le particelle:
- spiraleggiano attorno alle linee di campo
- rimbalzano tra due regioni dette punti specchio
È un comportamento simile a quello di:
- un pendolo
- una molla che oscilla
Le aurore polari sono quindi il prodotto di fenomeni fisici microscopici che avvengono nelle regioni dell’alta atmosfera ed in particolare nella ionosfera (al di sopra dei 60-70 km di altezza dal suolo), generalmente al di sopra del 65° di latitudine. Le aurore, si estendono in ovali simmetrici nei due emisferi, detti “ovali aurorali”, a partire dai poli magnetici, dove il fenomeno ha la sua origine, e si manifestano con uno scintillante bagliore colorato; infatti, le particelle energetiche del vento solare eccitano gli atomi di ossigeno e di azoto atmosferici (i gas più rappresentati nell'atmosfera terrestre), i quali emettono energia sotto forma di onde radio, raggi X e onde di luce visibile. Il meccanismo che forma le aurore, è definito “salto quantico”(riprende quindi il modello atomico di Bohr). Allo stadio stazionario gli elettroni ruotano su orbite ben definite e fisse senza mai assorbire né cedere energia. Quando una particella carica collide ad alta velocità con gli elettroni di valenza dell'atomo neutro, gli cede energia. Si dice quindi che l’atomo è stato eccitato; in questo modo gli elettroni possono spostarsi dall’orbita stazionaria a maggiore energia. Ora però, l’atomo si trova in una condizione di instabilità. Spontaneamente quindi, tenderà a ritornare all’orbita stazionaria cedendo la stessa quantità di energia assorbita, sotto forma di fotoni, ovvero particelle di luce. Miliardi di questi salti quantici simultanei creano le aurore.
I particolari colori di un'aurora dipendono da quali gas sono presenti nell'atmosfera, dal loro stato elettrico e dall'energia delle particelle che li colpiscono. L'ossigeno atomico è responsabile del colore verde (lunghezza d'onda 557,7 nm), e l'ossigeno molecolare del rosso (630 nm). L'azoto causa il colore blu.
Conclusioni
Le aurore polari, chiamate boreali o australi a seconda che si manifestino nell’emisfero Nord o Sud, sono senza dubbio tra i fenomeni naturali più affascinanti osservabili dalla Terra. I loro colori e le loro forme in continuo movimento hanno incantato l’umanità per secoli, diventando simbolo della bellezza e della complessità dei processi che governano il nostro pianeta.
Tuttavia, dietro questo spettacolo mozzafiato si nasconde anche un lato meno romantico. Lo studio delle aurore è infatti di grande importanza dal punto di vista scientifico e tecnologico, poiché l’attività aurorale è strettamente legata alle tempeste geomagnetiche, che possono interferire con le comunicazioni radio, con il funzionamento dei satelliti e con i sistemi di navigazione.
Le aurore sono associate a correnti elettriche di intensità elevatissima e, durante le tempeste magnetiche più intense, possono indurre correnti in strutture conduttrici molto estese come linee dell’alta tensione, oleodotti e reti telefoniche, causando malfunzionamenti, cadute di tensione e persino blackout su larga scala. Questi eventi non sono istantanei: una tempesta geomagnetica può durare diverse ore o addirittura giorni, e le cosiddette sottotempeste aurorali possono verificarsi più volte nel corso della stessa giornata.
Ogni sottotempesta libera quantità di energia enormi, dell’ordine di centinaia di terajoule, comparabili al consumo energetico degli Stati Uniti nell’arco di circa dieci ore. Un esempio storico emblematico è la celebre “Grande Aurora” del 1859, nota anche come Evento di Carrington, considerata una delle tempeste geomagnetiche più intense mai registrate. Eventi di tale portata si stima possano verificarsi, in media, una volta ogni 500 anni. Un episodio di intensità pari a circa la metà di quello del 1859 si è verificato nel 1960, causando interruzioni delle comunicazioni radio su scala globale.
Secondo gli esperti, una supertempesta solare oggi potrebbe avere conseguenze economiche paragonabili a quelle di un grande terremoto, se non venissero adottate adeguate contromisure. Tra queste rientrano la pianificazione preventiva delle attività satellitari più delicate, la modifica delle rotte aeree e l’individuazione preventiva dei punti più vulnerabili delle infrastrutture energetiche e di comunicazione.
La parola chiave, quindi, è una sola: prevenzione. Comprendere e monitorare i fenomeni aurorali non significa soltanto ammirarne la bellezza, ma anche proteggere una società sempre più dipendente dalla tecnologia.
