Un portale online per monitoraggio della radiazione cosmica e dell’attività solare.

(A cura di David Pelosi, Università degli Studi di Perugia)

Il 27 gennaio 2020 alle ore 11:50 è stato acceso con successo l’UTTPS (Upgraded Tracker Thermal Pump System), il nuovo sistema di raffreddamento del tracciatore dell’Alpha Magnetic Spectrometer, di cui vi abbiamo già parlato in un precedente articolo. AMS-02 ha potuto così riprendere l’acquisizione dati che durerà almeno fino al 2028.

La sostituzione del precedente sistema di raffreddamento è stata realizzata grazie al lavoro degli astronauti Luca Parmitano e Andrew Morgan durante 4 attività extraveicolari che si sono svolte tra il 15 Novembre 2019 e il 25 Gennaio 2020. Queste vengono comunemente chiamate “passeggiate spaziali” anche se, data la complessità delle operazioni eseguite, tale denominazione appare impropria.

Luca Parmitano durante la sostituzione del sistema di raffreddamento di AMS-02. Fonte: NASA CC0 1.0.

Il rischio principale per la salute degli astronauti, durante simili attività o periodi prolungati a bordo della ISS (International Space Station), è dato dalla radiazione cosmica alla quale sono costantemente esposti. Infatti le orbite basse, quelle con un’altitudine compresa tra i $300$ e $1000~\rm{km}$ (altitudine ISS: $408~\rm{km}$), non godono del fondamentale schermaggio dell’atmosfera terrestre e, nel caso si pensasse di effettuare viaggi spaziali verso la Luna (programma ARTEMIS) o Marte, si perderebbe anche l’azione protettrice della magnetosfera terrestre.

Le particelle energetiche (alias ionizzanti), se non bloccate, possono essere pericolose per l’uomo a causa della capacità di danneggiare il DNA cellulare. Queste possono incrementare la probabilità di ammalarsi di cancro negli anni successivi o addirittura, nel caso di forti esposizioni, di contrarre immediatamente acute malattie da radiazione, potenzialmente letali. Come se non bastasse, la radiazione ionizzante mette seriamente a rischio il normale funzionamento delle strumentazioni elettroniche di controllo, dei sistemi GPS e della rete di distribuzione elettrica mondiale.

Appare chiaro come la radioprotezione, il monitoraggio costante e la previsione realistica del flusso di particelle cariche energetiche siano attività di crescente e decisiva importanza. Questi temi sono centrali nelle discipline dell’eliofisica e della meteorologia spaziale, o più comunemente, Space Weather.

Di che tipo di radiazione si tratta?

Lo spazio vicino è costantemente irradiato da un flusso continuo di particelle, composte per la maggior parte da protoni (oltre il $90\%$), particelle alfa (nuclei di elio), nuclei pesanti, neutrini, elettroni liberi e perfino particelle di antimateria. Vengono tipicamente indicate con la denominazione di raggi cosmici (RC). L’origine va ricercata in fenomeni emissivi di origine solare (a basse energia), galattica (esplosioni di supernovae) ed extra-galattica (nuclei galattici attivi, gamma ray bursts e magnetar). Lo spettro energetico dei raggi cosmici, cioè il numero di particelle incidenti per unità di energia, di tempo, di area e di angolo solido, varia di circa 32 ordini di grandezza ed è descritto da una legge di potenza: $J(E) = E^{-\gamma}$, dove $\gamma$, noto come indice spettrale, varia tra $2.7$ e $3.1$ in base al range energetico.

Flusso totale dei raggi cosmici in funzione dell’energia. Le tre regioni colorate indicano le regioni energetiche di influenza solare (giallo), galattica (azzurro) ed extra-galattica (rosa).

Esistono numerosi esperimenti con il compito di monitorare anche l’intensità dei raggi cosmici e la sua variazione nel tempo, ad esempio: il già citato esperimento AMS-02 (che opera come modulo esterno della ISS), ma anche CALET, PAMELA, il telescopio Fermi-LAT e il rilevatore DAMPE, oltre a numerose sonde spaziali a lungo termine come Ulysses, così come Voyager 1 e 2. Simili misurazioni vengono effettuate anche da terra attraverso la rete mondiale di monitor di neutroni (o neutron monitor) che misura il flusso dei raggi cosmici secondari, ossia le particelle prodotte dall’interazione nucleare dei raggi cosmici (primari) con l’atmosfera terrestre, mediante 50 stazioni in funzione dal 1951. I dati di questi rivelatori rappresentano un ottimo indicatore del flusso totale dei raggi cosmici che raggiungono la Terra e delle sue variazioni.

Il ruolo dell’attività solare

I processi galattici o extra-galattici di produzione di raggi cosmici mostrano variazioni temporali nell’ordine di migliaia o milioni di anni. Pertanto il flusso di raggi cosmici nello spazio interstellare viene considerato stazionario.

Discorso diverso va fatto per il flusso misurato in prossimità della Terra o nello spazio interplanetario. All’interno dell’eliosfera, la regione di spazio estesa fino a una distanza di circa $120~\rm{AU}$ in cui il Sole esercita la propria influenza, il flusso subisce una significativa variazione nel tempo legata al ciclo solare. Il Sole infatti non presenta un’attività costante ma piuttosto un andamento ciclico con un periodo di circa 11 anni. Il miglior indicatore dell’attività solare, data la mole di dati raccolti negli ultimi due secoli, è il numero di macchie solari, catalogato generalmente nel formato giornaliero, mensile o annuale.

  • live_help Macchie solari

    Le macchie solari (o sunspots) sono strutture di intensa attività magnetica, dove la convezione risulta bloccata dal forte campo magnetico che le costituisce (circa $200 \div 300~\rm{G}$). Ciò riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde della superficie solare (fotosfera). La temperatura superficiale delle macchie passa così a $4000~K$ rispetto ai $5700~K$ tipici della fotosfera. L’emissività luminosa risulta ridotta generando il caratteristico colore scuro che le contraddistingue. Furono scoperte da Galileo Galilei nel 1610. Dal 1849 per indicarle viene usato il parametro $R$ (proposto da Rudolph Wolf) e noto come International SunSpot Number (SSN).

Le macchie solari appaiono e scompaiono continuamente dalla superficie del Sole, pertanto il loro numero non è costante nel tempo.

Le immagini in ultravioletto della fotosfera e della corona solare scattate dalla sonda Solar Orbiter il 30 Maggio 2020. In quella data la sonda dell’Agenzia Spaziale Europea (ESA) si trovava alla minima distanza dal sole mai raggiunta, circa 77 milioni di km. Fonte: free download from ESA website, link.

Numero mensile di macchie solari dal 01/01/1950 al 01/01/2020. Risulta evidente la ciclicità undecennale dell’attività solare. Attualmente siamo all’inizio del 25° ciclo solare. Fonte: HVO.

La parte esterna dell’atmosfera solare, nota come corona, è costituita da un plasma alla temperatura di circa un milione di gradi. La pressione del gas degli strati più interni dell’atmosfera genera una forte instabilità e, di conseguenza, il rilascio di un flusso di plasma magnetizzato nell’eliosfera, noto come vento solare. Esso risulta composto principalmente da protoni, elettroni e, in parte minore, da particelle alfa ($5 \div 20 \%$). La velocità media del vento solare è di $400~\rm{km/s}$, sebbene anch’essa dipenda dal ciclo di attività solare. Esistono tuttavia altri parametri per indicare l’attività solare e, in particolare, l’angolo di tilt (tilt angle), ossia l’angolo tra l’asse magnetico e quello rotazionale del Sole. L’angolo di tilt varia nel tempo, tipicamente tra i 10° e 80°, seguendo il ciclo solare: esso costituisce dunque un ottimo indicatore sia per l’attività solare che per lo stato magnetico dello spazio interplanetario.

Modulazione Solare e Modello Force-Field

Come già anticipato nel paragrafo precedente, il flusso di raggi cosmici subisce una netta variazione nel tempo: in particolare, risulta essere anticorrelato con l’attività solare. Questo effetto, noto come modulazione solare, discende dall’interazione delle particelle del vento solare con i raggi cosmici stessi. La portata dell’effetto dipende dalle energie delle particelle considerate; è massimo per energie dell’ordine di pochi $\rm{MeV}$, mentre diventa trascurabile per energie oltre i $20~\rm{GeV}$.

Evoluzione temporale del numero mensile di sunspots, dei valori dell’angolo di tilt e del rate di conteggi mensile di due diverse stazioni di neutron monitor (OULU in Finlandia e NEWK negli USA) nel periodo 01/01/1980 – 01/01/2020. Risulta evidente l’anticorrelazione tra flusso di raggi cosmici e i parametri di attività solare. Fonte: HVO.

I processi alla base della modulazione vanno ricercati nei fenomeni di trasporto delle particelle come diffusione, convezione, perdite adiabatiche e moto di deriva. La fenomenologia del trasporto di raggi cosmici in eliosfera è descritta nell’equazione di Parker (vedi Approfondimenti), che si presenta come un’equazione alle derivate parziali al secondo ordine cinque-dimensionale. La risoluzione passa per due diversi approcci: un metodo stocastico (tecniche Monte Carlo) e un metodo analitico, noto come approssimazione Force-Field. Nonostante le semplificazioni e i limiti applicativi, il modello Force-Field risulta essere una buona approssimazione in numerosi casi. Tralasciando i dettagli (disponibili nell’apposita fonte tra gli Approfondimenti) è possibile ricavare la seguente equazione:

\[J(E,t) = \frac{(E + M_p)^2 - M_p^2}{(E + M_p +\frac{Z}{A}\phi)^2 - M_p^2} \, J_{lis} (E +\frac{Z}{A} \phi(t)),\]

in cui il flusso dei raggi cosmici in alta atmosfera $J$ a un istante $t$ risulta legato all’energia delle particelle $E$, alla loro massa, al valore del flusso fuori dall’eliosfera $J_{lis}$, e al valore del parametro $\phi$, noto come potenziale di modulazione, al medesimo istante $t$. $\phi$ può essere interpretato come la perdita media di momento (per unità di carica $Z$) delle particelle durante il loro moto in eliosfera. È possibile dunque, una volta determinato il valore del potenziale di modulazione ad un certo tempo $t$, stimare “real-time” il flusso $J$ delle particelle cosmiche in prossimità della Terra, a una data energia $E$.

Durante il lavoro di tesi triennale, ho implementato un portale web che integra il modello appena descritto. Il flusso $J_{lis}$ (local interstellar spectrum), viene parametrizzato attraverso i recenti dati di AMS-02 (per $E \sim \rm{GeV} \div \rm{TeV}$) e della sonda Voyager-1 (per $E \sim \rm{MeV} \div \rm{GeV}$) che dal 2012 raccoglie dati dai confini esterni del sistema solare. I valori del potenziale sono ottenuti partendo dalla ricostruzione di Usoskin (vedi Approfondimenti), in cui vengono stimati i valori di $\phi$ dal 1964 al 2011, e dai conteggi mensili $R$ delle stazioni di neutron monitor. In particolare è possibile stabilire una relazione di tipo quadratico tra $\phi(t)$ e $R(t)$ (maggiori dettagli sulla metodologia applicata sono disponibili nell’apposita fonte tra gli Approfondimenti).

L’Heliophysics Virtual Observatory

Il modello Force-Field si presenta come un esempio di nowcasting di meteorologia spaziale, ossia permette la determinazione in tempo reale del flusso di raggi cosmici in alta atmosfera. È però doveroso sottolineare che esistono modelli numerici più precisi e sofisticati. In aggiunta, alcuni studi mostrano un interessante aspetto della dinamica della modulazione in eliosfera, ovverosia la presenza di un ritardo temporale (time-lag) tra le misurazioni dei flussi di raggi cosmici e dati di attività solare, in particolare per il SSN e per l’angolo di tilt (per saperne di più, vedi Approfondimenti). Questi risultati mostrano come sia effettivamente possibile prevedere i flussi di RC osservando i parametri solari, e sviluppare dunque modelli di forecasting di meteorologia spaziale. Per eseguire simili analisi risulta necessario un accesso rapido e costante a tutte le grandezze di interesse. A questo scopo è stato implementato il portale web Heliophysics Virtual Observatory (HVO).

La homepage del portale HVO.

Il progetto è stato sviluppato nell’ambito delle attività del Centro Ricerche Innovative per lo Spazio (CRISP) che nasce come programma attuativo tra l’Università degli Studi di Perugia e l’Agenzia Spaziale Italiana. Lo sviluppo di HVO si colloca nel programma CRISP di studi sperimentali e modellizzazioni fenomenologiche dell’ambiente di radiazione nello spazio. I dati relativi ad attività solare e radiazione cosmica sono disponibili su diversi siti di osservatori e database, in altrettanti formati diversi. Lo scopo di HVO è proprio quello di indirizzarli verso un’unica piattaforma online, fornendo la possibilità di accedere ad uno strumento interattivo per visualizzare direttamente i grafici, calcolare real-time il flusso di protoni in alta atmosfera e scaricare i dati nei formati root o txt. Inoltre i dati e i grafici di HVO vengono aggiornati automaticamente a cadenza giornaliera.

Ad oggi HVO contiene sezioni dedicate a:
• numero di macchie solari (nei vari formati);
• dati relativi all’angolo di tilt;
• dati di intensità del campo magnetico solare;
• proprietà del vento solare, in particolare densità protonica e velocità;
• tassi di conteggio delle principali basi di neutron monitor, in diverse risoluzioni temporali;
• implementazione del modello Force-Field.

I dati presenti in HVO: macchie solari, angolo di tilt, intensità del campo magnetico solare, velocità del vento solare, conteggi di neutron monitor e implementazione del modello Force-Field. In basso a destra è mostrato un esempio di stima del flusso di protoni per l’energia di $1~\rm{GeV}$ in alta atmosfera, in cui il potenziale di modulazione è stato determinato a partire dai rate mensili delle stazioni di OULU, NEWK, APTY e JUNG. Fonte: HVO.

Inoltre HVO ha la possibilità di essere ulteriormente ampliato inserendo altre tipologie di dati, ad esempio relativi a fenomeni energetici provenienti dal sole (flares solari o espulsioni di massa coronale) e parametri relativi all’ambiente di radiazione in prossimità della Terra, riguardanti lo stato della magnetosfera o fenomeni geomagnetici come tempeste solari e aurore boreali.

  • live_help Flares solari

    Un flare è un processo rapido di emissione, della durata tipica di poche ore, accompagnato dallo sviluppo di intensi campi magnetici (dell’ordine di $0.5~\rm{T}$) e dall’emissione di una grande quantità di energia nell’ambiente circostante (fino a $10^{26}~\rm{J}$). Parte di questa energia viene convertita in calore, cioè nel riscaldamento del plasma coronale e talvolta nell’espulsione di questo plasma, che viene immesso nel vicino mezzo interplanetario. Tale fenomeno prende il nome di espulsione di massa coronale (CME). Parte dell’energia è invece trasferita alle particelle cariche che vengono accelerate ad alte energie. Durante l’accelerazione, le particelle intrappolate nei campi magnetici della corona solare producono un’intensa emissione di radiazione elettromagnetica, osservabile nella banda UV e X. Le particelle infine possono sfuggire e propagarsi nello spazio interplanetario, fino a raggiungere la Terra o altre regioni dell’Eliosfera causando le cosiddette tempeste magnetiche, responsabili di forti disturbi alle comunicazioni radio.

Dunque HVO si presenta come valido supporto per il monitoraggio costante dell’ambiente spaziale e per lo sviluppo di modelli eliofisici efficaci. Argomenti di centrale importanza per una comprensione più profonda dei processi di trasporto della radiazione carica nell’eliosfera e per una corretta programmazione delle missioni spaziali del prossimo futuro.

Approfondimenti

[1] Sistemi di Riferimento, D. Pelosi e L. Salicari, “L’Alpha Magnetic Spectrometer AMS-02”.
[2] Documentazione sulla piattaforma HVO e sul modello implementato: https://crisp.unipg.it/hvo/.
[3] Equazione di Parker: L. J. Gleeson e W. I. Axford, “Solar Modulation of Galactic Cosmic Rays”, The Astrophysical Journal 154 (1968) 1011.
[4] Ricostruzione di Usoskin: I. G. Usoskin, G. A. Bazilevskaya e G. A. Kovaltsov, “Solar modulation parameter for cosmic rays since 1936 reconstructed from ground-based neutron monitors and ionization chambers”, Journal of Geophysical Research: Space Physics 116 (2011) A2.
[5] Time-lag nella modulazione solare dei raggi cosmici galattici: N. Tomassetti, M. Orcinha, F. Barão e B. Bertucci, “Evidence for a Time Lag in Solar Modulation of Galactic Cosmic Rays”, The Astrophysical Journal 849 (2017) L32.

Contatti utili

Nicola Tomassetti

Licenza Creative Commons
“Space Weather” di David Pelosi, Associazione Italiana Studenti di Fisica, è distribuito con Licenza Creative Commons Attribuzione - Non commerciale - Non opere derivate 4.0 Internazionale.