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Fisica spaziale

Le nostre attività si rivolgono alla ricerca e alla formazione di giovani scienziati nel campo della fisica spaziale, con particolare attenzione alla fisica della magnetosfera, del Sole e del mezzo interplanetario, nonché alle questioni emergenti della meteorologia spaziale (Space Weather).
Montage of 25 images captured by SOHO. (SOHO/ESA/NASA)


La variabilità solare e i suoi effetti sullo spazio circumterrestre

Il Sole ha un ciclo di attività legato alla variazione dei campi magnetici sulla sua superficie a cui sono legati una serie di fenomeni tra i quali la variazione dell'irraggiamento, i brillamenti solari e le espulsioni di massa coronale.


Variazione dell'irraggiamento solare ed effetti sull'atmosfera terrestre


The SOLTICE instrumentIl Sole presenta una variazione di radiazione emessa durante il ciclo di attività in relazione con la presenza di regioni attive sulla sua superficie. Questa variazione è molto piccola se osservata su tutto lo spettro elettromagnetico, ma è di maggiore importanza nella regione dell'ultravioletto e ciò ha un'influenza significativa sui processi di produzione dell'ozono nella stratosfera terrestre.
Abbiamo indagato queste relazioni analizzando le serie temporali di osservazioni dell'irradianza solare effettuate a bordo di satelliti artificiali (esperimento SOLSTICE) utilizzando alcune tecniche spettrali per evidenziare le correlazioni tra la variazione dell'irradianza nello spettro UV e definendo un equivalente dell'indice di colore utilizzato in astronomia, definito per le bande FUV (Far UltaViolet) e MUV (Medium UltraViolet) e un altro indice ampiamente utilizzato che è la variazione del rapporto di intensità nel minimo e nelle ali della linea spettrale del MgII, mettendole a confronto con le densità di ozono stratosferico.


Previsione dei brillamenti solari

Questa attività è incentrata sullo sviluppo di piccoli telescopi in grado di osservare simultaneamente l'intero disco del Sole a diverse lunghezze d'onda; ciò consente di mettere in relazione i campi di velocità e il campo magnetico lungo la linea di vista a diverse altezze nell'atmosfera solare per studiare le instabilità e le dinamiche associate alla formazione dei brillamenti solari, fungendo così da precursore di tali fenomeni esplosivi e intensi.

Il collega Stuart M. Jefferies e il telescopio MOTH II in Antartide (fonte Georgia State University) In collaborazione con colleghi della Georgia State University, del Jet Propulsion Laboratory (JPL), dell'Agenzia Spaziale Europea e dell'Università di Tor Vergata, la pipeline è stata sviluppata per l'analisi di immagini solari a disco intero osservate con il telescopio MOTH II, che ha operato presso la Stazione Antartica Amudsen per due diverse campagne di osservazione (2016-2017 e 2017-2018). Questo telescopio opera utilizzando filtri magneto-ottici (MOF) in due diverse bande di lunghezza d'onda.



Il TSST nella fase di test presso il Laboratorio di Fisica solare dell'Università di Tor Vergatall Telescopio Solare Sinottico di Tor Vergata (TSST) è uno strumento multicanale compatto e robotizzato, progettato per essere conforme ai principali obiettivi descritti nell'ambito del progetto SPRING, sviluppato nell'ambito del programma H2020-SOLARNET finanziato dall'Unione Europea, e incentrato su uno studio di progettazione preliminare di una struttura di osservazione solare sinottica. Il TSST è attualmente composto da due strumenti per l'osservazione del Sole a disco intero, un telescopio H-alpha e un telescopio basato su un filtro magneto-ottico (MOF) al potassio (KI D1) che opera a 769,9 nm. Il TSST è stato progettato per essere successivamente aggiornato con un secondo canale MOF.


Interazione delle espulsioni di massa coronale con la Terra e l'ambiente circumterrestre

 

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono gli eventi più energetici che si verificano sul Sole e che rilasciano nello spazio interplanetario una enorme quantità di plasma ad altissima velocità. Una CME diretta verso la Terra può interagire con la magnetosfera terrestre diventando una fonte importante di rischio principalmente per le infrastrutture spaziali ma anche per quelle terrestri. Da qui la necessità di comprendere adeguatamente i meccanismi di formazione, lancio e propagazione delle CME dal Sole è diventata un compito fondamentale nell'attuale scienza della meteorologia spaziale. Il nostro gruppo, insieme al gruppo di Fisica solare dell'Università di Tor Vegata, sta collaborando all'implementazione di modelli numerici di complessità crescente, da modelli dinamici semplificati a simulazioni fluidodinamiche più elaborate, per fornire tali informazioni di previsione.


Monitoraggio della plasmasfera

Map of the EMMA stations, the European quasi-Meridional Magnetometer Array.La Plasmasfera è una regione di plasma freddo simile a un toro (energia dell'ordine di 1 eV) che circonda la Terra e si estende da 1000 km fino a 4-6 raggi terrestri (R⊕ ). Sebbene il plasma freddo non rappresenti una fonte di pericolo per le attività nello spazio, la sua interazione con popolazioni di particelle più energetiche, come quelle contenute nelle correnti ad anello e nelle fasce di radiazione, può contribuire a determinare condizioni critiche. È quindi importante monitorare continuamente lo stato della plasmasfera per scopi di previsione a breve e lungo termine.
Una tecnica per rilevare a distanza la densità di massa del plasma equatoriale nello spazio vicino alla Terra si basa sull'analisi spettrale dei segnali magnetici a bassissima frequenza (ULF) registrati da array di magnetometri a terra. La tecnica funziona utilizzando i dati raccolti da coppie di magnetometri leggermente separati in latitudine e approssimativamente allineati lungo lo stesso meridiano magnetico. Una rete estesa in senso latitudinale può monitorare la dipendenza radiale della densità di massa del plasma equatoriale lungo il settore longitudinale identificato dall'array.
La rete EMMA (European quasi-Meridional Magnetometer Array) è un prototipo di questo sistema di monitoraggio creato nel 2012 nell'ambito del progetto europeo PLASMON FP7. Attualmente è composto da 27 stazioni ed è adatto a determinare la densità di massa del plasma per una gamma estesa di valori di L (1,6-6,2 R⊕). I dati a 1 sec vengono raccolti e elaborati automaticamente ogni 15 minuti per dedurre le densità di massa del plasma equatoriale.


Interazione vento solare-magnetosfera

La variabilità del vento solare riflette la variabilità dell'atmosfera solare e si manifesta attraverso il ciclo solare con diverse strutture geoeffettive. Durante la fase calante del ciclo solare e in prossimità del minimo, flussi ad alta velocità hanno origine da buchi coronali stabili. A causa della rotazione del Sole, interagiscono periodicamente (~27 giorni) con la magnetosfera terrestre producendo un'attività geomagnetica ricorrente. In prossimità del massimo solare, le perturbazioni geomagnetiche sono guidate soprattutto da strutture transitorie legate alle espulsioni di massa coronale. L'interazione delle strutture del vento solare con la magnetosfera terrestre produce perturbazioni del campo geomagnetico sia globali che locali, che si verificano su scale temporali diverse.


Onde ULF

Le fluttuazioni a bassissima frequenza (ULF) delle linee di campo geomagnetico caratterizzano l'attività geomagnetica nell'intervallo di frequenza 1 mHz - 5 Hz. Si osservano sia nella magnetosfera che al suolo. Si ritiene che le onde ULF a frequenze più basse (1,7-6,7 mHz, pulsazioni Pc5 al suolo) siano guidate dall'instabilità di Kelvin Helmholtz lungo i fianchi della magnetopausa e/o da variazioni di pressione del vento solare associate a flussi ad alta velocità. Queste onde sono coinvolte nell'accelerazione degli elettroni magnetosferici nelle fasce di radiazione.
Si suppone che la fonte principale delle onde ULF nella gamma delle medie frequenze (10-100 mHz, pulsazioni Pc3) sia rappresentata dalle onde a monte. Esse sono generate nella regione del foreshock terrestre da un'interazione onda-particella tra onde già esistenti e protoni del vento solare riflessi dal bow shock lungo le linee del campo magnetico interplanetario.
Le onde ULF a più alta frequenza (0,1-5 Hz, onde EMIC magnetosferiche, pulsazioni Pc1-2 al suolo) sono generate in prossimità della plasmapausa da distribuzioni instabili di ioni a corrente anulare e in prossimità della magnetopausa da instabilità guidate da impulsi di pressione del vento solare. Le onde elettromagnetiche di ciclotrone ionico (EMIC) sono responsabili delle precipitazioni di elettroni relativistici alle alte latitudini.


Sviluppo di sensori per la caratterizzazione dei plasmi spaziali

Il gruppo collabora strettamente con l’Istituto Nazionale di Astrofisca (INAF-IAPS) e l’INFN di Roma Tor Vergata per lo sviluppo di sensori per la caratterizzazione dei plasmi spaziali sia dal punto di vista del campo elettro-magnetico sia da quello dei parametri di plasma (densità, velocità, composizione, temperatura, etc.).
In questo ambito il gruppo è parte integrante della missione satellitare CSES-Limadou e della missione CUBE (ESA) in cui sta realizzando un rivelatore di campo elettrico, un plasma-analyzer ed un Langmuir Probe.
I sensori sono sviluppati e calibrati all’interno della camera al plasma dell’INAF-IAPS: una facility in grado di riprodurre un grande volume di plasma ionosferico e interplanetario (vento solare). La sua peculiarità è principalmente dovuta a sorgenti che producono plasma con valori dei parametri caratteristici (ovvero densità, temperatura elettronica ed energie ioniche) nell’intervallo di quelli riscontrati nella ionosfera e nello spazio interplanetario.


Effetti sull'atmosfera polare

Le perturbazioni geomagnetiche hanno un'influenza significativa sull'atmosfera, in particolare alle alte latitudini, dove si verificano cambiamenti del potenziale elettrico della calotta polare e elettroni energetici precipitano lungo le linee di campo geomagnetiche locali.
La precipitazione di particelle energetiche può modificare per ionizzazione la conducibilità elettrica nella bassa atmosfera. La conseguente modulazione della densità di corrente che fluisce dal confine superiore (fino a 60 km) attraverso la troposfera fino al suolo nel Circuito Elettrico Globale (GEC), potrebbe influenzare la copertura nuvolosa, influenzando così la dinamica atmosferica. Questo approccio non richiede un trasferimento di energia attraverso l'alta atmosfera ed è caratterizzato da una risposta rapida (< 1 giorno).


Il modello MAgnetosfera Ionosfera e Corrente Geomagnetica Indotta (MA.I.GIC.)

Durante una tempesta geomagnetica, le variazioni rapide e molto intense del campo magnetico terrestre generano intense corrente indotte a terra (GIC) che possono arrecare danni e nei casi più estremi distruggere sia le moderne infrastrutture tecnologiche (come le reti elettriche nazionali, pipeline del gas, ecc.) sia i sistemi di telecomunicazioni.
Il modello MA.I.GIC. consente sia di valutare le GIC sia di discriminare tra correnti di origine magnetosferica e ionosferica che permette di avere una migliore conoscenza di come i vari sistemi di correnti impattano sulle varie infrastrutture durante periodi di alta attività solare, aumentando la capacità di valutazione del rischio associato.


Modello di accoppiamento Magnetosfera-Ionosfera-Litosfera (M.I.L.C.)

I terremoti rappresentano la principale minaccia per la società moderna in termini di possibile perdita di vite umane e di distruzione di urbanistica. Nell’ultima decade, è cresciuto il numero di possibili osservazioni di segnali anomali in atmosfera e in magnetosfera ipoteticamente riconducibili a terremoti. Tuttavia la mancanza di un modello matematico ha da sempre impedito di accoppiare in maniera causale tali segnali ad eventi sismici.
M.I.L.C. è il primo modello analitico capace di intrepretare e prevedere eventuali segnali in atmosfera, ionosfera e magnetosfera co-sismici. Si basa sulla generazione di un’onda gravito-acustica in atmosfera che interagisce meccanicamente con la ionosfera generando un’ instabilità della distribuzione di plasma locale attraverso un gradiente di pressione. Tale variazione di plasma porta la ionosfera in un stato “meta-stabile” generando sia un’onda di plasma sia una onda elettromagnetica che a loro volta interagiscono con la magnetosfera terrestre modificando l’autofrequenza della linea di campo magnetosferico incernierata nell’epicentro del terremoto. 
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