Perturbazioni g e o m a g n e t i c h e , aurorali, i o n o s f e r i c h e 
e dei raggi cosmici : 

i n t e r d i p e n d e n z e e relazioni c o n l'attività solare 

F . M A R I A N I ( * ) - F . M O L I N A ( * * ) 

R i c e v u t o il 30 Aprile 1966 

RIASSUNTO. — IN relazione all'esistenza, a c c e r t a t a s p e r i m e n t a l m e n t e 
(Cap. V a), di c a m p i magnetici i n t e r p l a n e t a r i diversi dal c a m p o geomagnetico 
e alla ipotesi delle nuvole di p l a s m a come causa di essi, si p r e n d o n o in esame 
i c a m p i m a g n e t i c i solari, in vista della possibilità di una loro estensione 
nello spazio. Siccome con i c a m p i solari più intensi sono associati i fe-
n o m e n i clie d a n n o luogo a e f f e t t i t e r r e s t r i , si descrivono, f r a tali f e n o m e n i , 
gli e v e n t i di radioemissione, che h a n n o s t r e t t e relazioni sia con i s u d d e t t i 
c a m p i m a g n e t i c i sia con r e m i s s i o n e di p l a s m a . 

P r i m a di discutere i d a t i s p e r i m e n t a l i , d i r e t t i e i n d i r e t t i , relativi alle 
n u v o l e di p l a s m a emesse dal sole, si p a s s a n o in rassegna gli e v e n t i connessi 
con l ' a r r i v o n e l l ' a t m o s f e r a t e r r e s t r e di p r o t o n i solari di 10-100 MeV, i co-
s i d e t t i PCA (Polar Cap Absorption), di cui si esamina la morfologia, la di-
s t r i b u z i o n e geografica e le relazioni con gli e v e n t i solari. Si descrivono in-
fine i r i s u l t a t i finora o t t e n u t i delle misure d i r e t t e dei p r o t o n i solari effet-
t u a t e sia a mezzo di palloni sia a mezzo di satelliti. 

SUMMARY. — E x i s t e n c e of i n t e r p l a n e t a r y m a g n e t i c fields o t h e r t h a n 
t h e geomagnetic field is now well established. T h e y t r a v e l as frozen-in 
fields inside t h e solar p l a s m a clouds: m a g n e t i c fields on t h e Sun are t h e n 
discussed. F u r t h e r l y radioemission p h e n o m e n a are considered f r o m t h e 
v i e w p o i n t of t h e i r association a n d correlation w i t h t h e i n t e r p l a n e t a r y ma-
g n e t i c field a n d solar p l a s m a p h e n o m e n a . 

Morphology a n d geographical d i s t r i b u t i o n of P o l a r Cap A b s o r p t i o n 
e v e n t s a n d t h e i r correlations w i t h solar p h e n o m e n a are reviewed. 

A t last e x p e r i m e n t a l results on solar p r o t o n s e v e n t s are discussed. 

(*) I s t i t u t o di Fisica d e l l ' U n i v e r s i t à di R o m a . 
(**) I s t i t u t o Nazionale di Geofìsica, R o m a . 



2 8 8 F. M A R I A N I - F . . M O L I N A 

5 . S T A T O F I S I C O D E L L O S P A Z I O I N T E R P L A N E T A R I O (*) 

b . - C A M P I M A G N E T I C I E B A D I O E M I S S I O N E S O L A R I 
P R O T O N I S O L A R I 

5.5. C a m p i m a g n e t i c i s o l a r i . 

Nei p a r a g r a f i precedenti a b b i a m o s t u d i a t o i campi m a g n e t i c i esi-
s t e n t i nello spazio e x t r a t e r r e s t r e , quali si sono p o t u t i d e t e r m i n a r e o 
con inferenze i n d i r e t t e b a s a t e s o p r a t t u t t o sul c o m p o r t a m e n t o dei raggi 
cosmici nelle vicinanze del n o s t r o p i a n e t a , o con m i s u r e d i r e t t e eseguite 
m e d i a n t e satelliti artificiali e sonde spaziali. A b b i a m o così visto che 
n o n esiste solo il campo magnetico t e r r e s t r e t e n d e n t e a d annullarsi a 
g r a n d i distanze, m a che lo spazio i n t e r p l a n e t a r i o a p p a r e p e r m e a t o di 
c a m p i m a g n e t i c i p i u t t o s t o irregolari e disordinati nei quali il c a m p o 
magnetico t e r r e s t r e è immerso. 

Ci p r o p o n i a m o ora di studiare e v e n t u a l i campi magnetici solari p e r 
p o t e r e in seguito discutere la possibilità di u n a loro estensione in m o d o 
p i ù o m e n o o r d i n a t o nello spazio i n t e r p l a n e t a r i o . Lo studio dei campi 
magnetici sul Sole è p i ù facile di quello dei campi i n t e r p l a n e t a r i , e di 
f a t t o si è iniziato verso il princìpio di questo secolo, utilizzando l ' e f f e t t o 
Z e e m a n . 

5.5.1. Principio della misura. — S c h e m a t i c a m e n t e , il principio del-
la m i s u r a dei campi m a g n e t i c i solari è il seguente. I n u n campo m a -
gnetico le righe s p e t t r a l i di u n a t o m o si scindono in più componenti 
(effetto Zeeman); nei casi più semplici, osservando lungo la direzione 
delle linee di f o r z a del campo si n o t a una. scissione in due componenti 
di lunghezza d ' o n d a s p o s t a t a di ± A l d a quella A0 della riga i n d i s t u r b a -
t a , polarizzate circolarmente l ' u n a in verso opposto a l l ' a l t r a (effetto 
longitudinale); osservando invece p e r p e n d i c o l a r m e n t e alle linee di f o r z a 
del campo, si h a u n a scissione in t r e c o m p o n e n t i l i n e a r m e n t e polarizzate 
(effetto trasversale); la componente centrale h a la stessa lunghezza 

(*) Questo lavoro costituisce la seconda p a r t e del capitolo 5. I primi 
q u a t t r o capitoli e la p r i m a p a r t e del capitolo 5 sono p u b b l i c a t i r i s p e t t i v a -
m e n t e in «Ann. G-eof.» 12, 297 e 389 (1959); 13, 85 e 135 (1960); 16, 161 
(1963). 



P K K T U K B A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 2 8 9 

d ' o n d a 1 0 della riga i n d i s t u r b a t a , ed è polarizzata p a r a l l e l a m e n t e alla 
direzione del campo, m e n t r e le due componenti laterali, a distanza 
i Al dalla componente centrale, sono polarizzate p e r p e n d i c o l a r m e n t e a 
q u e s t a . Infine, osservando o b l i q u a m e n t e alle linee di forza, l ' e f f e t t o 
trasversale si t r a s f o r m a nel senso che le due componenti laterali risul-
t a n o polarizzate ellitticamente l'una in verso opposto a l l ' a l t r a . 

L a differenza Al di lunghezza d ' o n d a f r a le componenti e la riga 
i n d i s t u r b a t a è d a t a dalla espressione 

Al e t 
4 n m c-

' 3 = C g 10 E [5.9] 

d o v e e è la carica dell'elettrone, m la sua massa, h, la lunghezza d ' o n d a , 
H l ' i n t e n s i t à del campo magnetico e g il cosidetto f a t t o r e di L a n d e , 
funzione dei n u m e r i q u a n t i c i di m o m e n t o orbitale e di spin, che p u ò as-
sumere valori compresi t r a 0 e 3. E s p r i m e n d o nella [5.9] le varie gran-

dezze in u n i t à c.g.s. (e in u.e.s.), si ottiene per la costante C il valore 
4,7.10"5. 

P e r la [5.9], dalla misura di Al si può risalire alla i n t e n s i t à del 
campo magnetico esistente nella regione dove la riga ha. origine. P e r 
avere u n a idea dell'entità dell'effetto, si noti che p e r 1„ = 6000 A, g = 3, 
H = 1000 oersted, si h a Al = 0,05 A . Si comprende quindi come solo 
per campi molto intensi si possa osservare u n effettivo s d o p p i a m e n t o 
delle righe; p e r i n t e n s i t à p i u t t o s t o basse si nota soltanto u n a l l a r g a m e n t o , 
e in t a l caso la misura è resa possibile solo estinguendo a mezzo di op-
p o r t u n i analizzatori l ' u n a o l ' a l t r a delle due componenti. 

5.5.2. Campi magnetici delle macchie. — Le macchie solari sono 
centri di intensi campi magnetici. La scoperta risale ad H a l e (1908), 
il quale f u c o n d o t t o alla ricerca di tali campi dalla struttura, della cro-
mosfera a t t o r n o alle regioni delle macchie, s t r u t t u r a che lo a v e v a f a t t o 
pensare alla esistenza di linee di forza magnetiche. Molto più t a r d i 
H a l e e Mcholson (1938) pubblicarono i risultati di m o l t i a n n i di studio, 
dai quali essi e numerosi altri A u t o r i h a n n o p o t u t o t r a r r e v a r i e con-
clusioni. 

I campi magnetici delle macchie sono g e n e r a l m e n t e p i u t t o s t o in-
tensi, dell'ordine delle centinaia o delle migliaia di oersted. Esiste ima 
c e r t a relazione t r a l ' a r e a delle macchie e il valore massimo Em del c a m p o 



2 9 0 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

magnetico da esse p r e s e n t a t o : secondo H o u t g a s t e Van Sluiters (1948) 
tale relazione è espressa dalla formula 

3m = 3 7 0 0 - A / ( A + 66) oersted 

dove A è l'area espressa in milionesimi dell'emisfero visibile. Nicholson 
(1933) aveva precedentemente dedotto una relazione che dava per II 
valori u n po' minori della espressione s u d d e t t a . N a t u r a l m e n t e si t r a t t a 
di relazioni empiriche che forniscono valori medi dei campi, i quali pos-
sono a volte raggiungere valori ben più elevati; sono s t a t i m i s u r a t i in-
f a t t i campi fino a 4500 oersted. 

I n realtà il valore Hm che viene effettivamente osservato presenta 
u n a sistematica dipendenza dalla posizione della macchia sul disco 
solare: esso è minore per le macchie presso il bordo che per quelle vi-
cine al centro. Ciò potrebbe indicare una diminuzione del campo con 
l'altezza nell'atmosfera- solare al di sopra delle macchie, m a potrebbe 
anche t r a t t a r s i solo di u n effetto apparente, dovuto alla influenza per-
t u r b a t r i c e della scintillazione e della- diffusione della luce fotosferica 
sulle osservazioni dell'allargamento delle righe spettrali. Ma-ttig (1958) 
sembra a t t r i b u i r e l'effetto a questa sola causa p e r t u r b a n t e . 

I l campo magnetico è massimo al centro della macchia, e va di-
minuendo fino a scomparire al bordo della penombra; inoltre, al centro, 
esso è diretto radialmente al Sole, cioè perpendicolarmente alla super-
ficie solare, m a l'angolo tra la direzione radiale e il campo v a progres-
sivamente a u m e n t a n d o quando ci si allontana- dal centro, fino a rag-
giungere u n valore p r a t i c a m e n t e uguale a nj'2, al limite della penombra. 
Secondo Broxson (1912), la relazione tra l'intensità del campo H e la-
distanza r dal centro di una macchia- considerata approssimativamente 
circolare, il raggio della citi penombra sia b, è 

E = Hm (1 — v-/b-) [5.10] 

Questa relazione viene confermata- da Thiessen (1953), il quale giu-
dica inesatta l'espressione di Mattig (1953). 

H = H m (1 — r
4/b4) <r2'2/62 

in q u a n t o nel dedurre quest'ultima non si sarebbe tenuto conto di un 
sistematico effetto ottico nelle osservazioni, tale da- dare valori t r o p p o 
bassi per l'effetto Zeeman e quindi per l'intensità del campo. I n ogni 
caso formule del tipo ora citato rappresentano semplicemente u n an-
d a m e n t o medio del campo magnetico all'interno di una macchia; in 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 2 9 1 

r e a l t à il campo presenta spesso una s t r u t t u r a fine p i u t t o s t o complessa, 
come è s t a t o messo in rilievo da Severny (1905 b). 

Il flusso magnetico a t t r a v e r s o l'area di una macchia è d a t o d a 
0 = I 3 da, dove da è l'elemento di superficie; noto H,„. 0 si p u ò 
calcolare a p p r o s s i m a t i v a m e n t e dalla [5.10]. L'ordine di grandezza del 
flusso magnetico delle macchie è di lO-'-lO-- oersted-cm 2 . 

A t t r a v e r s o l'esame delle osservazioni di Monte Wilson, Cowling 
(1946) h a p o t u t o tracciare nelle grandi lince la « storia magnetica » del-
le macchie solari. D u r a n t e i primi giorni della formazione della macchia 
sia l ' a r e a che il campo magnetico a u m e n t a n o con notevole r a p i d i t à ; 
raggiunto un massimo verso il decimo giorno, l'area comincia l e n t a m e n t e 
a diminuire, m e n t r e il campo magnetico rimane pressoché costante fin 
verso la line della vita della macchia, quando anche esso diminuisce 
r a p i d a m e n t e . I n t e r m i n i di flusso, si ha perciò un notevolissimo a u m e n t o 
iniziale, d o v u t o all'incremento contemporaneo del campo e dell'area, 
seguito da una diminuzione p r a t i c a m e n t e proporzionale alla diminuzione 
dell'area, e infine un calo rapido fino alla estinzione. 

L'esistenza dei campi magnetici nelle macchie ha condotto alla 
classificazione dei gruppi di macchie in t r e categorie, d e n o m i n a t e rispet-
t i v a m e n t e a, ¡3, y. I g r u p p i a h a n n o u n c a r a t t e r e unipolare, cioè i loro 
campi magnetici p r e s e n t a n o un solo polo; i g r u p p i ¡3 sono bipolari, 
costituiti, nei casi più semplici, da due macchie di polarità opposta, 
m a in generale da più macchie, di cui quelle situate nella, regione ovest 
h a n n o t u t t e una polarità opposta a quelle della regione est; i gruppi y, 
infine, presentano a m b e d u e le polarità, m a distribuite in modo assai 
irregolare. 

P e r farsi una, idea della frequenza- relativa delle t r e categorie, si 
noti che dalla statistica di Richardson (1918) risulta che su 6387 gruppi 
di macchie m i s u r a t i a Monte Wilson tra il 1917 e il 1946 ben 5814, cioè 
il 91,0% erano bipolari; 24, p a r i allo 0,4% erano di tipo y, m e n t r e 549 
(8,6%) erano unipolari. Si conclude quindi che la grandissima mag-
gioranza dei gruppi presenta u n a regolare bipolarità; ed è inoltre d a 
n o t a r e che molti dei gruppi classificati come unipolari sono in r e a l t à 
il residuo di gruppi bipolari ben s v i l u p p a t i ; essi sono spesso accompagnati 
d a u n a regione fa,colare p r e s e n t a n t e u n notevole campo magnetico di 
polarità opposta nella posizione in cui dovrebbe t r o v a r s i la m a c c h i a 
principale ormai dissolta (« macchie invisibili », secondo la denomina-
zione di Hale). 

Un fenomeno molto i m p o r t a n t e è quello noto sotto il nome di legge 
della polarità: t u t t e le macchie ovest dei gruppi bipolari di u n certo 



2 9 2 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

emisfero solare (nord o sud) h a n n o la stessa p o l a r i t à , opposta nei due 
emisferi; tale polarità e a m b i a segno all'inizio di ogni n u o v o ciclo solare. 
Dal p u n t o di vista magnetico si ha d u n q u e u n ciclo non più di 11 anni, 
ma di 22 anni. Nel ciclo or ora chiuso, iniziatosi nel 1954, le macchie 
ovest a v e v a n o polarità N nell'emisfero nord del Sole, p o l a r i t à 8 nel-
l'emisfero sud. Le eccezioni a questa legge della p o l a r i t à sono molto 
poche: Richardson h a t r o v a t o i n f a t t i che dei 5814 gruppi bipolari di 
cui si è d e t t o sopra solo 180, cioè il 3 , 1 % non seguivano tale legge. 

5.5.3. Campi magnetici fotosferici. — I l costante progresso nella 
tecnica di osservazione dei campi magnetici solari, c u l m i n a t o nel eosi-
d e t t o « m a g n e t o g r a f o solare » ideato da Babcock (1953, 1955) e perfezio-
n a t o specialmente da Severny (1962, 1964), ha permesso di s t u d i a r e lo 
s t a t o magnetico di t u t t a la superficie solare, e non solo delle regioni 
delle macchie. 

Nella fascia di l a t i t u d i n i eliografiche i 50° esistono numerose re-
gioni c a r a t t e r i z z a t e da campi magnetici localizzati. Tali regioni non 
sono p e r m a n e n t i , m a h a n n o u n a vita che va da circa u n ' o r a a qualche 
mese; l ' i n t e n s i t à dei campi magnetici è g e n e r a l m e n t e compresa t r a 
qualche frazione e parecchie decine di oersted. Le regioni m a g n e t i c h e 
possono classificarsi in due tipi: regioni bipolari (BM) e regioni uni-
polari (UM). 

Le regioni BM sono le più numerose; sembra clic le macchie solari 
si f o r m i n o solo in esse, ma c e r t a m e n t e non ili t u t t e . È i n t e r e s s a n t e il 
f a t t o che le regioni BM seguono la stessa legge di polarità delle macchie 
in modo quasi rigoroso. Le regioni BM hanno dimensioni assai variabili; 
le p i ù estese possono giungere a più di un decimo di emisfero visibile, 
le più piccole non superano il millesimo. Secondo le osservazioni dei 
Babcock vi è u n a s t r e t t a corrispondenza t r a regioni c a r a t t e r i z z a t e da 
f o r t e emissione cromosferica nella riga K (?. = 3133,7) del C a l i (facole) 
e intense regioni BM. 

Con u n m a g n e t o g r a f o di Babcock modificato, H o w a r d (1959) ha 
misurato, n e l l ' a u t u n n o 1957 e nell'estate 1958, cioè al massimo del-
l ' a t t i v i t à solare, i campi magnetici in varie regioni di macchie, t r o v a n d o 
che m o l t o spesso presso le macchie m a al di f u o r i di esse esistono campi 
maggiori di 75 oersted (limite di linearità dello s t r u m e n t o ) ; ciò n a t u r a l -
m e n t e p o r t a a modificare le espressioni del tipo della [5.10] sulla distri-
buzione del campo. U n confronto con gli s p e t t r o l i o g r a m m i in C a l i 
c o n f e r m a la corrispondenza già t r o v a t a dai Babcock t r a campi magnetici 
e facole cromosferiche; più e s a t t a m e n t e , secondo H o w a r d il confine 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 2 9 3 

delle facole coincide con buona approssimazione con la linea di contorno 
di 10 oersted. Una ulteriore conferma di ciò è d a t a dalle osservazioni 
di Leighton (1959), il quale, da misure eseguite nell'agosto e settembre 
1958, conclude che vi è uno stretto accordo fra la forma delle facole in 
luce di C a l i e quella delle regioni magnetiche, e che in corrispondenza 
delle facole il campo magnetico raggiunge spesso valori di 100 -f-200 
oersted. 

Secondo Simon (1963) tale stretta correlazione si estende fino ai 
campi magnetici più deboli (circa 2 oersted). Sembra inoltre che l'in-
tensità del campo presenti una notevole correlazione con l'intensità di 
emissione delle facole, cosicché una rappresentazione della s t r u t t u r a cro-
mosferica potrebbe veni]' considerata come la mappa solare del valore 
assoluto del campo magnetico (Leighton, 1965). 

Le regioni UM sono zone, generalmente molto estese, della super-
ficie solare in cui si osserva un campo magnetico di una unica polarità. 
L'intensità del campo è bassa, da frazioni di oersted a circa 3 oersted. 

Malgrado siano meno numerose delle regioni BM, le regioni UM 
non sono t u t t a v i a dei fenomeni rari. Scoperte dai Babcock (1955) du-
r a n t e la fase di declino del ciclo solare (1952-54) e considerate allora 
come eventi di carattere piuttosto eccezionale, esse sono state nuova-
mente osservate da Howard (1965) nel periodo compreso fra l'estate del 
1959 e la fine del 1962, in una fase del ciclo solare praticamente corri-
spondente a quella analizzata dai Babcock. Howard ha studiato più 
di 100 regioni UM di notevoli dimensioni; in esse il campo magnetico 
non è distribuito con continuità, ina è concentrato in piccole zone. Con-
t r a r i a m e n t e a quanto si pensava dopo le prime osservazioni, anche le 
regioni UM sono associate a manifestazioni cromosfei'iche; i n f a t t i , se-
condo Howard, gli spettrogrammi di calcio presentano, in corrispondenza 
di u n a regione UM, un aumento della emissione di fondo. 

Le regioni UM si formano dalla disintegrazione di regioni BM ben 
sviluppate nell'ultima fase di esistenza di queste. Dopo un tempo va-
riabile a partire dalla loro formazione, ma dell'ordine di qualche mese, 
queste regioni BM si espandono, con diminuzione di campo, e infine si 
disintegrano, lasciando due regioni UM di polarità opposte, che tendono 
a migrare in direzione dei poli. La vita delle singole regioni UM può 
essere a sua volta notevolmente lunga: la più importante delle regioni 
unipolari osservate dai Babcock è d u r a t a almeno sei rotazioni solari, 
dal maggio all'ottobre 1953 (v. anche 1.5.5.1.). 

Nella valutazione di questi risultati occorre t u t t a v i a tener conto di 
un f a t t o molto importante, messo in luce da Severny (1965 a): aumen-



2 9 4 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

t a n d o il potere risolutivo dello strumento, una regione unipolare può 
apparire magneticamente molto più complessa, con s t r u t t u r a multipolare. 

Lo studio delle regioni BAI e UM permette di completare ed esten-
dere la « storia magnetica » delle macchie solai! descritta da Cowling 

F i g . 5.37 - E s e m p i di m a g u e t o g r a m m i solari o t t e n u t i da B a b c o c k : sono 
visibili regioni BM e UM, noneliò p o l a r i t à o p p o s t e e p i u t t o s t o 
u n i f o r m i nelle d u e c a l o t t e polari (secondo Babcock). 

(v. 5.5.2); esso anzi suggerisce che il fenomeno fondamentale dell'at-
tività solare sia la vita e l'evoluzione delle regioni magnetiche, m e n t r e 
macchie, brillamenti e facole non sarebbero che episodi di tale evoluzione. 
I n f a t t i le regioni magnetiche nascono qualche giorno prima delle mac-
chie e delle facole, durano per molto tempo dopo che queste manifesta-
zioni sono scomparse, e rappresentano infine l'estremo residuo dei centri 
di a t t i v i t à . 



P E R T U R B A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E E C C . 2 0 5 

5.5.4. Brillamenti e campi magnetici fotosferici. — È interessante 
s t u d i a r e q u a n t o avviene nei campi magnetici osservabili nella fotosfera, 
nelle regioni al disopra delle quali h a n n o luogo i brillamenti. I m p o r t a n t i 
informazioni sono fornite dalle osservazioni di Gopasyuk e coli. (19(53), 
i quali h a n n o esaminato i campi magnetici di gruppi di macchie prima 
e dopo 52 brillamenti di varia importanza f r a il luglio 1957 e la line del 
1961. Risulta da tali osservazioni che i brillamenti h a n n o luogo in re-
gioni dove esistono forti gradienti magnetici; l ' i m p o r t a n z a del bril-
l a m e n t o cresce al crescere della intensità dei gradienti. I n seguito al 
b r i l l a m e n t o i gradienti diminuiscono n e t t a m e n t e , in misura t a n t o mag-
giore q u a n t o maggiore è l'importanza del brillamento stesso. 

Alcuni casi particolari, s t u d i a t i in modo dettagliato, h a n n o f o r n i t o 
ulteriori informazioni. Ad esempio, le osservazioni combinate di H o w a r d 
e S e v e r n y (1963) a Monte Wilson e all'Osservatorio Astrofisico di Crimea 
in occasione del brillamento di i m p o r t a n z a 3 -f del 16 luglio 1959 h a n n o 
m o s t r a t o che in seguito ad esso si è verificata u n a variazione non solo 
dei g r a d i e n t i m a anche della intensità del campo, che è diminuito di un 
f a t t o r e 3; la diminuzione di energia- magnetica è s t a t a valutata, a. circa 
IO32 erg. È i n t e r e s s a n t e il f a t t o che in realtà solo i campi magnetici di 
v a l o r e elevato sono s t a t i modificati in t a l e e v e n t o ; le osservazioni di 
M o n t e Wilson, r i p o r t a t e da H o w a r d e Babcoek (1960), h a n n o i n f a t t i 
m o s t r a t o che per i valori non superiori a 10 oersted (limite superiore 
dello s t r u m e n t o usato) i campi magnetici fotosferici nella regione del 
b r i l l a m e n t o non h a n n o p r e s e n t a t o d u r a n t e il fenomeno variazioni degne 
di rilievo; a n c h e la s t r u t t u r a filamentosa cromosferica a t t o r n o al bril-
l a m e n t o , indicatrice di linee di forza magnetiche nella cromosfera, è 
r i m a s t a pressoché i n v a r i a t a . 

Variazioni p i u t t o s t o complesse nella configurazione dei campi ma-
gnetici sono s t a t e osservate da Severny (1965 c) in occasione del bril-
l a m e n t o di i m p o r t a n z a 2 del 22 giugno 1962; in questo caso non si p u ò 
p a r l a r e di u n a r a p i d a diminuzione del campo in generale, m a p i u t t o s t o 
di f o r t i deformazioni locali. 

5.5.5. Campi magnetici nella cromosfera c nella corona. — I campi 
di cui si è p a r l a t o nei n u m e r i precedenti sono quelli esistenti nella foto-
sfera, e sono i soli campi magnetici solari per i quali è possibile la m i s u r a 
d i r e t t a . È n a t u r a l e supporre che i campi fotosferici si estendano anche 
al di sopra della fotosfera, nella cromosfera e nella corona. 

Questa supposizione è c o n f e r m a t a d a osservazioni di vario tipo, in 
p r i m o luogo d a quelle del m o v i m e n t o di materia ricadente dalle p r o t u -



2 9 6 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

beranze solari (osservate al bordo) nella f o t o s f e r a . E s s e n d o la m a t e r i a 
delle p r o t u b e r a n z e f o r t e m e n t e ionizzata, essa t e n d e r à a seguire, nel suo 
moto, le linee di forza di e v e n t u a l i campi. Correli e coli. (1956, 1958), 
s t u d i a n d o i m o t i della materia di due p r o t u b e r a n z e presso il b o r d o del 
Sole il 26 febbraio 1946 e il 20 aprile 1950, h a n n o concluso che tali m o t i 
a v v e n i v a n o sotto l'azione di un campo di dipolo, il cui centro era rispet-
t i v a m e n t e 0,2 e 0,03 raggi solari al di sotto della superficie. L a p r o t u -
b e r a n z a del 20 aprile 1950 si è prodotta al di sopra di un i m p o r t a n t e 
g r u p p o di macchie, nel quale la massima i n t e n s i t à del campo magnetico 
a v e v a raggiunto i 4200 oersted. Le t r a i e t t o r i e del m o t o della m a t e r i a , 
supposte coincidenti con le linee di t'orza del c a m p o magnetico, si esten-
dono tino a circa 7- IO4 k m al di sopra della fotosfera. È quindi e v i d e n t e 
che i campi delle macchie si estendono a. notevoli altezze nella cromo-
sfera; essi giungono anche nella corona, come induce a pensare la f o r m a 
degli archi coronali al di sopra dei centri di a t t i v i t à . A q u e s t ' u l t i m a con-
clusione si perviene anche in base alla osservazione che (come v e d r e m o 
più e s t e s a m e n t e in 5.6) la radioemissione solare di lunghezza d ' o n d a 
a t t o r n o al m e t r o , che ha c e r t a m e n t e una origine coronale ed è partico-
l a r m e n t e associata ai centri di a t t i v i t à , è g e n e r a l m e n t e polarizzata, in-
dicando l'esistenza- di notevoli campi magnetici. 

A questo proposito è interessante uno studio di Cohen (1961) su 
di u n f e n o m e n o di radiopropagazione (e quindi i n d i p e n d e n t e dalla n a t u r a 
della sorgente) nell'atmosfera solare: in molti bursts di radioemissione 
nella gamma, delle microonde si osserva una polarizzazione circolare, in 
cui il senso di rotazione si in verte a u n a certa f r e q u e n z a . Questo feno-
meno, i n t e r p r e t a t o in t e r m i n i di teoria magnetoionica, suggerisce che il 
c a m p o magnetico ad una altezza di circa IO5 k m al di sopra di una 
regione a t t i v a ha un valore compreso fra 2 e 6 oersted. 

5.5.6. Campo magnetico generale del Sole. — Una questione di g r a n -
dissimo interesse è infine quella della esistenza o m e n o di u n c a m p o 
magnetico generale del Sole, campo che, in analogia con quello t e r r e s t r e , 
p o t r e b b e in linea di principio essere approssimato con u n campo di 
dipolo. 

Tale ipotesi sembra c o n f e r m a t a dalla f o r m a dei raggi coronali po-
lari, che si possono osservare verso il minimo della a t t i v i t à solare; essi 
h a n n o i n f a t t i l ' a s p e t t o delle linee di forza di u n dipolo, il cui asse 
coincide a p p r o s s i m a t i v a m e n t e con l'asse di rotazione solare. Misure ac-
c u r a t e eseguite in occasione di varie eclissi h a n n o m o s t r a t o che in r e a l t à 
i raggi divergono in m i s u r a maggiore di q u a n t o f a n n o le linee di forza 



i ' K K T U HB A Z I O N I U R O M A C i N K T I C I 1 K , KC< 2 9 7 

di un dipolo, e sembra anche che tale divergenza vari durante il ciclo 
solare (van de Iiulst, 1953). 

I primi tentativi di misura diretta del campo magnetico generale 
del Sole furono opera di Hale e dei suoi collaboratori (Hale, 1913; Seares, 
1913; Hale e coli., 1918). Essi conclusero che il campo solare è un campo 
di dipolo, il cui asse è inclinato di pochi gradi rispetto all'asse di rota-
zione, e il cui momento magnetico ammonta a 8.4-IO33 oersted• cm3, il 
che comporta per il campo polare un valore di 50 oersted; l'orientazione 
del dipolo rispetto all'asse di rotazione è analoga a quella terrestre, 
cioè al polo eliografico nord corrisponde una polarità sud e viceversa. 

Successive misure eseguite in anni più recenti con dispositivi sem-
pre più perfezionati da von Kluber e da Tliiessen non hanno t u t t a v i a 
confermato tali conclusioni; l'intensità del campo polare è risultata di 
soli pochi oersted, con indicazioni che l'orientamento dell'asse del dipolo 
è opposto a quello del dipolo terrestre. 

II magnetografo solare di Babcock ha fornito un ulteriore impor-
t a n t e contributo alle osservazioni del campo magnetico generale del Sole 
(Babcock, 1955). Secondo le osservazioni eseguite negli anni 1952-54 
tale campo è rilevabile solo a latitudini eliografiche maggiori di circa 
± 55°. L'intensità della componente nella direzione di osservazione è, 
in vicinanza dei poli solari, circa 1 oersted; assumendo come direzione 
delle linee di forza in tali regioni quella dei raggi coronali, si può am-
mettere che il valore medio dell'angolo tra le linee di forza e la direzione 
di osservazione sia attorno ai 60°, da cui risulta per il campo polare 
un valore dell'ordine dei 2 oersted. La polarità è risultata opposta a 
quella del dipolo terrestre. 

Sono estremamente interessanti le misure eseguite in seguito. In-
f a t t i , sempre secondo Babcock (1959), tra il marzo e il luglio del 1957 
il campo nella regione del polo eliografico sud è dapprima diminuito 
di intensità lino ad annullarsi, poi ha cambiato verso; si sono così avute 
due polarità dello stesso segno (nord) lino al novembre 1958, quando 
quasi improvvisamente anche il campo della calotta nord ha cambiato 
polarità, ricostituendo in tal modo il dipolo, questa volta orientato come 
quello terrestre. 

Dalle misure di Howard (1965) a Monte Wilson, eseguite con con-
tinuità a partire dal 1960, risulta confermata la nuova polarità del cam-
po generale del Sole, almeno fino al marzo 1961; a questa epoca l'in-
tensità del campo nei pressi del polo sud solare è diminuita fino a ri-
sultare praticamente nulla, e tale sembra essere rimasta fino all'estate 
del 1963, d a t a della comunicazione di Howard. È di quest'ultima epoca 



2 9 8 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

una osservazione di Severny effettuata con un potere risolutivo assai 
elevato, resa pubblica nella discussione sulla nota di Howard; tale os-
servazioni; conferma sostanzialmente quelle di Howard, precisando tut-
tavia che al polo sud solare si notavano zone di campo positivo in numero 
uguale a quelle di campo negativo, e questa era la ragione per cui il ri-
sultato dava in media intensità nulla. Dalle osservazioni di Howard e 
di Severny risulta che nelle zone alle latitudini più elevate e perciò al 
di fuori della fascia dei centri di attività, e quindi capaci di fornire 
informazioni più chiare sul campo generale del Sole, il campo magne-
tico non è distribuito uniformemente sulla fotosfera, ma è concentrato 
in piccola aree, che in pratica coincidono con i flocculi polari in luce 
di C a l i ; si t r a t t a della stessa caratteristica osservata, come abbiamo 
visto, da Howard nelle regioni unipolari. 

È importante notare che serie riserve sono state sollevate (Alfvén, 
1956; Alfvén e Lehnert, 1956) sulla attendibilità delle deduzioni at-
torno a deboli campi magnetici solari fatte sulla base dell'effetto Zeeman. 
Secondo Alfvén, la turbolenza della fotosfera rivelata dalla presenza 
della granulazione deve produrre un campo magnetico turbolento di al-
cune centinaia di oersted; la misura dell'effetto Zeeman viene necessa-
riamente eseguita, a causa dei limiti della risoluzione strumentale, su 
di una regione fotosferica contenente migliaia di granuli e nelle conclu-
sioni fin qui t r a t t e si è supposto clic, il risultato desse semplicemente un 
valor medio del campo magnetico in questa regione. Ma- non è detto 
che l'influenza del campo turbolento sia in media- nulla, poiché esso deve 
essere necessariamente « accoppiato » con la densità e la temperatura, 
dalle quali dipende l'assorbimento di una riga dello spettro, e può darsi 
che il modo di accoppiamento sia t a l 1 da falsare sistematicamente la 
misura del campo basata sull'effetto Zeeman. In assenza di una teoria 
esatta dell'effetto Zeeman in condizioni fìsiche quali quelle della foto-
sfera non è possibile, allenila Alfvén, ritenere conclusive le misure su 
di esso basate. 

A questa interessante obiezione si possono tuttavia- contrapporre 
due dati di f a t t o : 1) i deboli campi delle regioni bipolari obbediscono 
alla legge di polarità, come abbiamo visto in 5.5.3., e ciò è un forte 
argomento a favore della attendibilità dell'uso dell'effetto Zeeman; 2) le 
misure della polarizzazione delle componenti delle righe usate prove-
rebbero anch'esse che si t r a t t a di un autentico effetto Zeeman. 

È t u t t a v i a necessario tener conto dell'influenza del potere risolu-
tivo dello strumento sui risultati, influenza messa in luce soprattutto da 
Severny. Agli effetti del campo magnetico generale del Sole sono da 



l ' È K T [ IK li A 7.10 X I G E O M A G N E T I C H E , ECC. 2 9 9 

citare a questo proposito le misure di Stellilo (1966) col m a g n e t o g r a f o 
dell'Osservatorio di Crimea con f e n d i t u r e di varia grandezza, dalle quali 
risulterebbe nelle regioni polari del Sole una i n t e n s i t à del campo crescente 
al diminuire delle dimensioni della f e n d i t u r a e quindi a l l ' a u m e n t a r e del 
p o t e r e risolutivo, intensità che sarebbe dell'ordine dei 5 oersted, con una 
p o l a r i t à parallela a quella del campo t e r r e s t r e . 

5.6. R a d i o e m i s s i o n e s o l a r e . 

Da, q u a n t o d e t t o nei precedenti capitoli, in particolare in 1 e 2, 
e nella p r i m a p a r t e del presente capitolo, è chiaro che l'ipotesi più im-
m e d i a t a riguardo alla causa prossima delle t e m p e s t e magnetiche e fe-
n o m e n i concomitanti è quella, di u n a nuvola di particelle emessa dal 
Sole; p e r la categoria delle tempeste s.c. tale emissione dovrebbe a v e r 
luogo con c a r a t t e r e esplosivo d u r a n t e u n brillamento. L a f o r t e influenza 
del campo geomagnetico sul corso e sulla distribuzione delle p e r t u r b a z i o n i , 
nonché la produzione dei fenomeni aurorali, rendono inoltre evidente 
che si t r a t t a di particelle elettricamente cariche. 

Questa ipotesi apre o v v i a m e n t e notevoli problemi sulla n a t u r a 
delle particelle, sul processo di emissione e sulla loro propagazione nello 
spazio i n t e r p l a n e t a r i o . Occorre quindi cercare di conoscere qualche cosa 
di più preciso su tale radiazione corpuscolare. 

A questo scopo può servire sia u n a eventuale osservazione d i r e t t a 
della nuvola di particelle cariche (plasma) nel t r a g i t t o dal Sole alla 
T e r r a , sia, con procedimento più indiretto ma di più facile disponibilità, 
lo studio a p p r o f o n d i t o della connessione t r a i fenomeni solari e gli eventi 
t e r r e s t r i . In i zi a mo da questo secondo procedimento, passando in ras-
segna i principali r i s u l t a t i o t t e n u t i negli ultimi anni, dopo la pubblica-
zione del capitolo 1. E come primo passo illustreremo b r e v e m e n t e le 
n u o v e conoscenze acquisite sui fenomeni di radioemissione solare, limi-
t a n d o c i t u t t a v i a alla cosidetta radioemissione del Sole attivo, fenomeni 
che si sono d i m o s t r a t i di grandissima i m p o r t a n z a nello studio della inter-
dipendenza f r a a t t i v i t à solare ed e v e n t i geofisici. 

5.6.1. Fenomeni di radioemissione durante un brillamento. — I n 
1.5.4.3. e 1.5.4.4. abbiamo messo in evidenza- che u n a caratteristica 
f o n d a m e n t a l e di un brillamento solare p r o d u t t i v o di t e m p e s t a magnetica 
è la esistenza di intensa radioemissione, ed abbiamo accennato alla esi-
stenza, di varie specie di radioemissione, caratterizzate ciascuna da u n 



3 0 0 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

particolare a s p e t t o dello s p e t t r o di f r e q u e n z a (bursts di tipo I I , I I I e 
I V ) . R i p r e n d i a m o qui l ' a r g o m e n t o , descrivendo in m o d o più p a r t i c o -
lareggiato q u a n t o si è fino ad oggi scoperto su questi tipi di radioemissione. 

5.6.1.1. Outbursts (li tipo II. — Sono compresi in questa categoria 
gli outbursts, della d u r a t a dell'ordine dei 10 m i n u t i , costituiti d a u n a 
i n t e n s a radiazione in u n a b a n d a p i u t t o s t o r i s t r e t t a di f r e q u e n z e , b a n d a 
che si sposta l e n t a m e n t e verso le f r e q u e n z e più basse (slow-drift bursts). 
I n questo s p o s t a m e n t o , gli outbursts spazzano t u t t e le g a m m e d ' o n d a 

/ 
> » / 

/ 

0 50 100 150 200 250 
f r e q u e n z a ( M H z ) 

Fig. 5.38 - D e r i v a di f r e q u e n z a degli outbursts di t i p o II 
(secondo Maxwell e T h o m p s o n ) . 

dalle onde centimetriche alle onde decametriche (cioè d a circa IO4 a 
10 M H z ) ; p a s s a n d o dalle alte alle basse f r e q u e n z e il f e n o m e n o si p r e -
s e n t a con u n a i n t e n s i t à r a p i d a m e n t e crescente: m e n t r e alle onde centi-
m e t r i c h e l ' i n t e n s i t à delVoutburst è dell'ordine del 5 - 1 0 % del livello di 
base, essa sale al 1 0 0 % alle onde decimetriche, a un valore di 10-10* 
volte quello del livello di base alle onde m e t r i c h e , a a d d i r i t t u r a a u n 
valore IO6 volte maggiore alle onde decametriche. La temperatura equi-
v a l e n t e ( t e m p e r a t u r a di un corpo nero che e m e t t e su t a l i f r e q u e n z e 
con la d a t a intensità) giunge ad u n valore dell'ordine di 101 0-10u ° K ; 
ciò rende e v i d e n t e che la radioemissione di tali outbursts non p u ò essere 
di origine t e r m i c a . 

L a d e r i v a di f r e q u e n z a è s t a t a s t u d i a t a d a Maxwell e T h o m p s o n 
(1962) su sessanta e v e n t i fra il 10 o t t o b r e 1956 e il 31 dicembre 1960; 
essa a p p a r e come u n a funzione crescente della f r e q u e n z a (fig. 5.38), con 
dfjdt ^ — 0,3 MHz/sec a t t o r n o ai 100 M H z , e — 1,5 MHz/sec sui 
200 M H z . 

U n a c a r a t t e r i s t i c a i n t e r e s s a n t e degli outbursts di tipo I I è che g r a n 
p a r t e di essi (circa l'80 p e r cento secondo Maxwell e Thompson) sono 



P K R T1 " K li A Z I O N I ( ; E ( IM A Ci N IOTI l ' I l i ' . , E C l 3 0 1 

costituiti da una radioemissione su di una frequenza f o n d a m e n t a l e ac-
c o m p a g n a t a da una seconda armonica, che presenta u n a i n t e n s i t à p r a -
t i c a m e n t e uguale a quella della frequenza f o n d a m e n t a l e . Anche questo 
f a t t o p o r t a ad escludere che la radioemissione in esame sia di origine 
t e r m i c a . 

Gli outbursts di tipo I I p r e s e n t a n o una strettissima associazione 
con i brillamenti, in particola]- modo con quelli più i m p o r t a n t i , nel senso 
che essi s e m b r a n o verificarsi solo in occasione di questi; solo pochi sono 
s t a t i osservati senza che alcun brillamento venisse segnalato, ma, non 
è chiaro se ciò sia d o v u t o solo a mancanza di osservazione ottica solare 

Nord 

• • f V 

9 0 ° " " 

Est 
• • • * 

S u d 

4 0 

. * 

• 

• V • • 
• • • • 
• Ovest • • 

4 0 ° 
Fig. 5.39 - D i s t r i b u z i o n e eliografica di b r i l l a m e n t i associati con outbursts 

di t i p o l i (secondo Maxwell e T h o m p s o n ) . 

in quelle occasioni. I n fìg. 5.39 è r i p o r t a t a la posizione in l a t i t u d i n e e 
longitudine eliografiche di 106 brillamenti associati ad outbursts di tipo I I 
osservati d a Maxwell e T h o m p s o n (1962); tali b r i l l a m e n t i sono ugual-
m e n t e distribuiti su t u t t e le longitudini, il che rivela, che la radiazione 
di tipo I I viene emessa in coni molto larghi. 

L ' i n t e r p r e t a z i o n e 51ÌÙ attendibile degli outbursts di tipo I I sembra 
essere quella, che attribuisce tale radioemissione a oscillazioni di plasma 
nella cromosfera e nella corona solare. È noto i n f a t t i che in un gas 
ionizzato, soggetto ad u n a rapida perturbazione, si possono p r o d u r r e 
oscillazioni con u n a frequenza f o n d a m e n t a l e 

f„ = *]Nf*jn~m [5.11] 

dove N è la densità elettronica in cm-3, e è la carica dell'elettrone in 
u.e.s., m la m a s s a dell'elettrone in gr; al cessare della perturbazione, 
l'ampiezza delle oscillazioni diminuisce esponenzialmente con u n a co-
s t a n t e di t e m p o p a r i a 1/v, dove v è la f r e q u e n z a di collisione t r a elet-



3 0 2 F . M A K Í A X Í - F . M O L I N A 

t r o n i e ioni positivi. U n a frazione della energia delle oscillazioni del 
p l a s m a si t r a s f o r m a in radiazione e l e t t r o m a g n e t i c a . Aggiungiamo che 
secondo Westfold (1949) in presenza di un campo magnetico 77, oltre 
alla f r e q u e n z a di oscillazione /«,, si possono p r o d u r r e le f r e q u e n z e 

U = l i f . + (/h/2) 2 + /H/2 

u = H ^ w f - u i ^ 

dove fH è la girofrequenza per gli elettroni, d a t a eia 

fH = eli¡(2 ti me) . 

A questo f a t t o p o t r e b b e essere d o v u t a la s t r u t t u r a complessa della 
c o mp o n ente f o n d a m e n t a l e e della, armonica di m o l t i ovtbursts di tipo I I , 
con la loro suddivisione in due sottocomponenti (Wild 1950; Maxwell e 
T h o m p s o n , 1962). Ciò p e r m e t t e r e b b e di d e t e r m i n a r e l ' i n t e n s i t à dei campi 
magnetici alle varie altezze solari, che sarebbero dell'ordine di qualche 
oersted (v. 5.5.5.). R o b e r t a (1959) lia però a v a n z a t o m o l t e obiezioni a 
t a l e i n t e r p r e t a z i o n e . 

Come si è d e t t o , l ' i n t e n s i t à della radiazione e l e t t r o m a g n e t i c a de-
cade esponenzialmente con una costante di t e m p o 1/v. Secondo S m e r d 
e W e s t f o l d (1949) (v. anche P a w s e y e S m e r d (1953)) la f r e q u e n z a di 
collisione degli elettroni è data, da 

4 c W ' & i r u [ 5 1 2 ] 
3 (2 in)1!» (k T)3'* 

dove Jc è la costante di B o l t z m a n , Z la carica ionica in u n i t à di carica 
elementare, Ni la densità degli ioni positivi ed A la funzione 

A = In 
4 l - T 

Z e- N 

Assumendo u n a atmosfera solare costituita da. idrogeno completa-
m e n t e ionizzato, a v r e m o Z = 1 e N i = N . P e r u n a f r e q u e n z a di oscil-
lazione di 200 M H z e per T = IO5 °K, si h a , dalle [5.11] e [5.12], v = 
27 sec- 1; p e r u n a f r e q u e n z a di 20 M H z , v za 0,27 sec- 1. Ciò significa 
che l'oscillazione si smorza in t e m p i dell'ordine del secondo al cessare 
della causa eccitatrice. 

Come è noto, la f r e q u e n z a f0 è anche la f r e q u e n z a critica p e r u n a 
d a t a densità elettronica N: l'indice di rifrazione p e r u n ' o n d a elettro-



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 0 3 

magnetica di f r e q u e n z a /„ diviene, per quella d a t a N , uguale a 0, m e n t r e 
per u n a densità superiore esso diviene immaginario. Se si a m m e t t e che 
la densità elettronica della cromosfera e della corona diminuisca con 
l'altezza, dalla regione s o t t o s t a n t e alla d a t a densità A non può sfuggire 
quindi alcuna radiazione elettromagnetica di frequenza uguale o in-
feriore a f„. 

L a deriva di frequenza degli outbunts di tipo I I fa pensare che essi 
siano dovuti a oscillazioni di plasma in regioni di densità elettronica 
via via minore, cioè ad altezze via via maggiori. La sorgente che p e r t u r b a 
il p l a s m a si sposterebbe quindi verso l'alto. Conoscendo la variazione 
di N con l'altezza, dalla deriva di frequenza df/dt si può d e d u r r e la 
velocità della sorgente. 

P o n e n d o q = r/R0, dove r è la distanza dal centro del Sole e IiB il 
raggio della fotosfera, una forma attendibile della funzione N (o) nella 
corona solare, è d a t a dalla espressione di Baunibach-Allen (Alien, 19-17). 

N = IO8 (1,55 ìj-9 + 2,99 o-1') cui" 3 . [5.13] 

È d a n o t a r e t u t t a v i a che tale modello si riferisce a d u n a corona n o n 
p e r t u r b a t a , m e n t r e è noto d i e in corrispondenza dei centri di a t t i v i t à 
la corona p r e s e n t a delle condensazioni, nelle quali la densità elettronica 
p u ò a u m e n t a r e di un f a t t o r e 10 rispetto ai valori d a t i dalla [5.13]. I n 
effetti Maxwell e T h o m p s o n (1962), utilizzando numerose misure inter-
ferometriche dell'altezza- delle sorgenti di radioemissione sopra centri di 
a t t i v i t à a varie frequenze, t r o v a n o che la distribuzione della frequenza 
(cioè della densità N ) in altezza si accorda bene, almeno per frequenze 
inferiori a 500 M H z , con un modello di corona in cui A è d a t a dalla 
[5.13] moltiplicata per 10. 

Con questa modifica, della [5.13], da essa e dalla [5.11] si deduce la 
velocità radiale vr della sorgente della perturbazione: 

r, • 1,9 • IO-3 « f ' " ì km/sec . [5.14] 
9,3 0"' + 47,8 o~u dt ' 1 1 

D a i valori di dfldt d e d o t t i dalla fig. 5.38 si ricava la velocità radiale 
in funzione della frequenza, (o dell'altezza), come m o s t r a t o in fig. 5.40. 
D a essa si n o t a che la velocità è dell'ordine d i i 1000-1500 km/sec, cioè 
maggiore per u n f a t t o r e 3 di quella d e d o t t a in precedenza da altri a u t o r i 
che si b a s a v a n o sul modello di Baunibacli-Allen non modificato. 

I n u n o studio analogo a quello di Maxwell e Thompson, Weiss 
(1965), basandosi sullo spettro dinamico (deriva di frequenza) di 21 
outbursU di tipo I I osservati f r a il 1952 e il 1963, e usando, anziché 



3 0 4 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

il modello coronale di Baumbach-Allen moltiplicato p e r 10, il modello 
d i Newkirk (1961) per la densità elettronica lungo l'asse di u n raggio 
coronale moltiplicato p e r 2, giunge a conclusioni n o n m o l t o dissimili a 
quelle di Maxwell e Thompson m a con velocità leggermente inferiori; 
egli f a t u t t a v i a n o t a r e l'influenza della scelta del modello coronale sui 
r i s u l t a t i . 

a l t e z z a s u l l a ( o t o s f e r a ( i n IO5 K m ) 

5 0 100 150 200 
f r e q u e n z a ( M H z ) 

F i g . 5.40 - Velocità r a d i a l e media delle p e r t u r b a z i o n i origine 
degli outbursts di t i p o I I (secondo Maxwell e T h o m p s o n ) . 

È probabile che le oscillazioni del plasma siano p r o d o t t e dal pas-
saggio a t t r a v e r s o la cromosfera e la corona di u n a n u v o l a di particelle, 
verosimilmente e l e t t r o n i e ioni positivi, in particolare p r o t o n i , emessi 
d u r a n t e il complesso fenomeno che h a come manifestazione ottica più 
e v i d e n t e il brillamento. P i ù e s a t t a m e n t e , l'eccitazione delle oscillazioni 
sarebbe p r o d o t t a dal f r o n t e di u n ' o n d a d ' u r t o i d r o m a g n e t i c a d o v u t a 
al f a t t o che la velocità della nuvola di particelle è superiore alla velocità 
del suono e che la regione in cui l ' e v e n t o ha luogo, cioè in prossimità 
di u n brillamento, è c a r a t t e r i z z a t a in generale dall'esistenza di campi 
magnetici. L'esistenza della seconda armonica, rivela u n a non linearità 
nel meccanismo delle oscillazioni. Q u a n t o alla polarizzazione della radio-
emissione, essa sembra, p i u t t o s t o scarsa e in ogni caso senza, un c a r a t t e r e 
sistematico. 

Mediante misure i n t e r f e r o m e t r i c h e (Weiss e Sheridan, 1962) sono 
s t a t e s t u d i a t e anche le dimensioni della sorgente di u n oubursts di t i p o I I ; 
è r i s u l t a t o che il d i a m e t r o della regione di emissione è dell'ordine dei 
10 p r i m i di arco. 

5.6.1.2. Bursts di tipo I I I . — Anch'essi, come quelli di tipo II, 
p r e s e n t a n o u n a c a r a t t e r i s t i c a deriva di f r e q u e n z a , la quale però è m o l t o 
maggiore che per gli outbursts in precedenza descritti; si h a i n f a t t i 



P B K T I ' K B A Z I O N I « Ì K O M A O N K T I C I I K . E C C . 3 0 5 

dfjdt = — fl±,5 SPC.-I (Wild, Murray e Rowe, 1954). La d u r a t a è molto 
più b r e v e : i bursts isolati ]>ossoiio d u r a r e una decina di secondi, ma 
molto spesso essi si presentano in gruppi della d u r a t a complessiva di 
pochi m i n u t i . Tali bursts sono molto più f r e q u e n t i degli outbursts di 
tipo I I . Benché la loro forma sia più semplice, la loro i n t e n s i t à è però 
dello stesso ordine e anche maggiore, con una t e m p e r a t u r a equivalente 
che raggiunge i IO11 °K. 

Anche i bursts di tipo I I I sono p r o b a b i l m e n t e d o v u t i a oscillazioni 
di p l a s m a ; col metodo p r e c e d e n t e m e n t e descritto si può dedurre la velo-
cità della sorgente della perturbazione, che risulta compresa f r a i 60.000 
e i 150.000 km/sec. Ciò sembra c o n f e r m a t o da misure i n t e r f e r o m e t r i c h e 
(Wild, Sheridan e T r e n t , 1959), secondo cui la sorgente si m u o v e con 
velocità dell'ordine dei IO5 km/sec. L'opinione, espressa per la prima 
v o l t a d a de J a g e r (1960), che si t r a t t i di u n fascio di elettroni di tali 
velocità, sembra ora generalmente a c c e t t a t a (v. ad es. S t e w a r t , 1965; 
T a k a k u r a , 1966). 

P e r q u a n t o riguarda la polarizzazione, le osservazioni degli ultimi 
anni (Komesaroff, 1958; Cohen, 1959; A k a b a n e e Cohen, 1961 ; Bhonsle 
e McNarry, 1964; Gopala R a o , 1965) hanno a c c e r t a t o che i bursts di 
tipo I I I sono i n d u b b i a m e n t e polarizzati, anche se il grado di polariz-
zazione è in generale moderato. 

Come per il tipo I I , anche per questa radiazione le dimensioni del-
la sorgente sono dell'ordine dei 10 primi d'arco, e sembra che esse 
a u m e n t i n o con l ' a u m e n t a r e della lunghezza d ' o n d a (Coutrez, 1960). 

U n a categoria particolare di bursts di tipo I I I sembra essere costi-
t u i t a dai eosidetti bursts a « U », così chiamati a causa della f o r m a dello 
s p e t t r o dinamico (Maxwell e Swarup, 1958). In altre parole, essi pre-
sentano all'inizio una deriva di f r e q u e n z a negativa, a p p r o s s i m a t i v a m e n t e 
della stessa grandezza dei normali bursts di tipo I I I ; r a g g i u n t a u n a 
f r e q u e n z a minima, generalmente a t t o r n o ai 100-150 MHz, la deriva 
d i v e n t a positiva, con u n df/dt p r a t i c a m e n t e uguale in valore assoluto 
alla p r i m a p a r t e dell'evento. Questo ha nel suo complesso u n a durata, 
g e n e r a l m e n t e minore di 10 secondi. Nella interpretazione d a t a per i 
bursts di tipo I I e I I I si t r a t t e r e b b e di una sorgente di oscillazioni di 
p l a s m a che d a p p r i m a sale ad elevata velocità nell'atmosfera solare per 
poi ridiscendere. Secondo Maxwell e Swarup (1958) e Hughes e H a r k n e s s 
(1963) questa sorgente seguirebbe le linee di forza di un campo magne-
tico f r a due regioni di polarità opposta; secondo T a k a k u r a e H a d d o c k 
(v. Takakura, 1966) sarebbe preferibile pensare che la nuvola elettronica 
emessa verso l'alto non abbia in tali casi (al contrario di q u a n t o avver-



3 0 6 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

r e b b e nei t i p i I I I normali) velocità sufficiente a s u p e r a r e i campi m a -
gnetici, e dopo a v e r « piegato » le linee di forza v e r r e b b e r e s p i n t a verso 
il basso (fìg. 5.41). 

t = o 

N u v o l a di 
elettroni 

V - C / 3 

(a) 
7 7 7 7 7 7 7 7 7 7 7 7 7 7 

(b) 
Pig. 5.41 - Modello di burst di tipo LJ : in a) inizio del burst e m o t o obliquo 

della sorgente verso l ' a l t o ; in b) fase di m a s s i m a a l t e z z a (se-
c o n d o T a k a k u r a e Haddoclc). 

5.6.1.3. Outbursts «li tipo IV. — Come si è a c c e n n a t o in 1.5.4.4., 
nn a l t r o t i p o di radioemissione associato ai b r i l l a m e n t i è s t a t o indivi-
d u a t o d a Boischot (1957) m e d i a n t e osservazioni a l l ' i n t e r f e r o m e t r o di 
N a n g a y sulla f r e q u e n z a di 169 M H z , e da lui è s t a t o c h i a m a t o di tipo I V . 
Si t r a t t a di un f o r t e a u m e n t o di flusso della d u r a t a di alcune decine di 
m i n u t i e a n c h e di alcune ore, spesso con una polarizzazione prevalen-
t e m e n t e circolare. Questi outbursts di tipo I V sono s t a t i s t u d i a t i d a molti 
a u t o r i , s o p r a t t u t t o per la loro associazione con i m p o r t a n t i e v e n t i geo-
fisici, come vedremo più a v a n t i ; si è t r o v a t o che essi si estendono in 
una vastissima g a m m a di frequenze, dalle onde c e n t i m e t r i c h e alle onde 
m e t r i c h e , e sono sostanzialmente costituiti da u n o s p e t t r o continuo 
di f r e q u e n z a , di i n t e n s i t à dell'ordine, e anche maggiore, di quella degli 
outbursts di tipo I L 

L a g r a n d e v a r i e t à di a s p e t t i degli eventi di radioemissione ai quali, 
dopo la comunicazione di Boischot, è stata- a t t r i b u i t a la denominazione 
'.< tipo I V », h a reso necessario un accordo per u n a definizione n o n t r o p p o 
vaga e generica. Al Congresso I n t e r n a z i o n a l e di K y o t o del s e t t e m b r e 
1961 è s t a t a scelta la seguente definizione (Wild, 1962): si assume come 
burst di t i p o I V u n evento di lunga d u r a t a e s p e t t r o continuo in u n a 
qualsiasi g a m m a di radioemissione, seguente a un brillamento. 

Con questa definizione, Voutburst di tipo I V si p r e s e n t a in genere 
in u n a f o r m a assai complessa. Vi si possono distinguere varie compo-
n e n t i , sia secondo il criterio della successione cronologica, sia secondo 
il criterio delle caratteristiche fisiche. 

P e r q u a n t o r i g u a r d a la successione cronologica degli eventi, si 
possono distinguere due p a r t i (Boischot e P i c k - G u t m a n n , 1962; F o k k e r , 



1> E li ' l ' l i : B A Z1 ( ) N I O E O M A ( ; N E T H ' I l K. E C C . 3 0 7 

1963). La prima p a r t e è costituita da un largo spettro continuo, dalle 
onde centimetriclie alle onde metriche, della durata da 10 mimili a 
circa 2 ore a seconda della intensità del fenomeno. Essa ha spesso un 
inizio piuttosto rapido ed è di frequente associata con bursts di tipo I I ; 
in tali casi la radiazione di tipo I V di frequenza inferiore ai 100 MHz 
inizia dopo gli outbursts di tipo I I , mentre alle frequenze superiori li 
precede (Thompson e Maxwell, 1962). Alle frequenze superiori della, 
g a m m a eentimetriea, attorno ai 1500 MHz, l'evento procede in modo 
del t u t t o simile alle diverse frequenze, e generalmente consiste ili un 
aumento e successiva diminuzione di intensità, con a n d a m e n t o piuttosto 
calmo; alle frequenze inferiori si hanno fluttuazioni di intensità più 
vivaci e più diversificate da frequenze a frequenza. 

Talvolta, dopo l'estinzione della radiazione eentimetriea e deci-
metrica, sulle onde metriche l'intensità permane, anche molto intensa, 
per alcune ore; ciò costituisce la seconda parte. La distinzione in due 
parti è giustificata non solo dal f a t t o clic quella che ora abbiamo chia-
m a t o seconda parte è costituita quasi esclusivamente di onde metriche, 
ma anche e s o p r a t t u t t o dalle diverse caratteristiche fisiche, come vedre-
mo più avanti, e di direttività: mentre infatti la prima p a r t e ha una 
direttività molto bassa, in quanto essa può essere rivelata in eventi 
che hanno luogo sia, al centro che ai bordi del Sole, la seconda presenta 
u n a direttività piuttosto spiccata, essendo osservata solo raramente in 
associazione con brillamenti presso il bordo. 

Recenti studi (Takakura e Kai, 1961; Takakura, 1962; K a k i n u m a 
e Tanaka, 1961; Tanaka e Kakinuma, 1962; Kundu, 1962; Wild, 1962; 
v. più in generale Fokker, 1963) hanno dimostrato clic una n e t t a di-
stinzione fisica esiste anche f r a le varie gamme di frequenza nella, prima 
parte dell'evento; questa distinzione si manifesta nella posizione della, 
sorgente, nelle sue dimensioni e nella polarizzazione della radiazione 
emessa. Si noti clic quest'ultima caratteristica rivela l'influenza di campi 
magnetici sull'evento di radioemissione. 

La sorgente delle onde centimetriche è in generale ad un livello 
piuttosto basso, attorno ai 0,05 R0 {R0 raggio della fotosfera), ed è di 
piccole dimensioni: da 1' essa tende ad espandersi fino a circa 4'. Il 
grado di polarizzazione si aggira f r a il 10 e il 40%; il verso della pola-
rizzazione corrisponde alla propagazione del raggio straordinario, assu-
mendo come polarità del campo magnetico quella della macchia « ovest » 
del gruppo associato al centro di a t t i v i t à . 

Alle onde decimetriche, la sorgente è situata a un livello più ele-
vato, raggiungendo 0,3 R 0 al di sopra della fotosfera, e sembra fissa, o 



3 0 8 I ' . M A K Í A N I - F . M O L I N A 

quasi, nella sua posizione; le sue dimensioni raggiungono alcuni p r i m i 
d i arco. La polarizzazione è (li verso opposto a quella della radiazione 
c e n t i m e t r i c a , cioè corrisponde alla propagazione del raggio ordinario, e 
raggiunge il 1 0 0 % . 

Infine, alle onde metriche la sorgente, di dimensioni f r a i 6' e i 12', 
si sposta verso l'alto alla velocità di circa 1000 km/see, e si t r o v a nella 
corona f r a 0,5 e 5 Jt„ al di sopra della fotosfera. La polarizzazione è 
in m e d i a p i u t t o s t o debole, ma s o p r a t t u t t o molto irregolare (Fokker, 
1963), ed è difficile stabilire se essa corrisponda alla propagazione del 
raggio ordinario o del raggio s t r a o r d i n a r i e . 

La radioemissione metrica della seconda p a r t e delVoutburst di tipo 
I V a p p a r e fisicamente d i s t i n t a , come già si è accennato, dalla radia-
zione me trica della p r i m a p a r t e ; l'elemento f o n d a m e n t a l e della distin-
zione è r a p p r e s e n t a t o dalla polarizzazione, molto più i n t e n s a nella se-
conda p a r t e che nella p r i m a . Sulla sorgente e sui suoi m o t i n o n si 
h a n n o ancora conoscenze sufficienti; m a i n d u b b i a m e n t e qualche diffe-
renza fìsica notevole è assai probabile che vi sia, come è suggerito dalla 
sensibile differenza nella d i r e t t i v i t à delle due radiazioni. Boischot e 
P i c k - G u t m a n n (1962) assumono che la radioemissione della seconda p a r t e 
sia p r a t i c a m e n t e dello stesso tipo di quella delle cosidette « t e m p e s t e 
d i radioemissione », cioè di quella radiazione nella g a m m a delle onde 
m e t r i c h e , di notevole i n t e n s i t à e della d u r a t a di parecchie ore o anche 
d i giorni, che non è necessariamente associata ai b r i l l a m e n t i m a solo 
ai centri di a t t i v i t à ; la sorgente di tale emissione è p i u t t o s t o bassa nella 
corona (0,2-0,4 R 0 a 169 MHz) e h a u n d i a m e t r o di solo 3 ' . 

Gli outburst di tipo I V non possono essere a t t r i b u i t i a oscillazioni di 
p l a s m a . I n n a n z i t u t t o essi si estendono ad una v a s t a g a m m a di f r e q u e n z e 
e h a n n o u n a d u r a t a assai più lunga della manifestazione o t t i c a del bril-
l a m e n t o ; ora, le oscillazioni di p l a s m a devono essere l i m i t a t e a d u n a 
r i s t r e t t a b a n d a di f r e q u e n z e , e devono cessare, per la [5.12], contempo-
r a n e a m e n t e alla causa eccitatrice, che è plausibile assumere di d u r a t a 
n o n superiore a quella del b r i l l a m e n t o . I n o l t r e , come si è d e t t o prece-
d e n t e m e n t e , le sorgenti degli outbursts di tipo I V che e m e t t o n o anche 
sulle onde metriche («a 100 MHz) raggiungono spesso altezze di alcuni 
raggi solari al di sopra della fotosfera, alle quali altezze è molto poco 
probabile, a causa della r e l a t i v a m e n t e bassa densità elettronica, che si 
possano p r o d u r r e , secondo la [5.11], oscillazioni di f r e q u e n z a cosi e l e v a t a . 

P e r spiegare la radioemissione degli outbursts di tipo I V è quindi 
necessario f a r e ricorso, secondo il suggerimento di Boischot e Denisse 
(1957), alla ipotesi che si t r a t t i di radiazione di sincrotrone, emessa da 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 
56 

elettroni a v e n t i energia dell'ordine dei MeV in u n campo magnetico 
dell'ordine degli oersted. U n a particella di carica « e di energia 
E > m0 c2 in u n campo magnetico H perde energia (si v e d a ad es. A l f v é n 
e Herlofson, 1950), e m e t t e n d o onde elettromagnetiche, secondo la es-
pressione 

— dEldt = (2e2/3c) c r a2 0 

con aio = eHim0 c (girofrequenza per la massa di quiete), e a = Ejm0 e". 
L e onde emesse h a n n o u n a frequenza 

eoo a2 
/ = = 2,8 . 10* H a2. i n 

E l e t t r o n i di 5 MeV in un campo magnetico di 1 oersted d a n n o quindi 
luogo ad u n a radioemissione di frequenza di circa 270 MHz. È evidente 
che u n o s p e t t r o di energia molto vasto, quale è c e r t a m e n t e quello delle 
particelle interessate dal fenomeno del brillamento, e campi magnetici 
di valore compreso in u n intervallo p i u t t o s t o ampio, come esistono nelle 
regioni di un centro di a t t i v i t à , possono d a r luogo ad u n o s p e t t r o con-
t i n u o di radioemissione compreso e n t r o u n a amplissima g a m m a di fre-
quenze. 

T u t t a v i a Boiscliot e P i c k - G u t m a n n (1962) e Denisse (1960) riten-
gono che la seconda p a r t e degli outbursts non si possa spiegare me-
d i a n t e radiazione di sincrotrone; è da n o t a r e che tale supposizione si 
b a s a sulla ipotesi, da Boiscliot e P i c k - G u t m a n n a m m e s s a , che la radia-
zione della seconda p a r t e sia uguale a quella delle t e m p e s t e di radio-
emissione, come a b b i a m o accennato dianzi. Secondo tali autori, i n f a t t i , 
e l e t t r o n i di alcuni MeV all'altezza della sorgente di tale radioemissione, 
che a b b i a m o visto essere poco elevata, perderebbero energia molto ra-
p i d a m e n t e p e r collisione e irraggiamento; inoltre anche le caratteristiche 
di polarizzazione sarebbero a sfavore della ipotesi della radiazione di 
di sincrotrone, poiché questa u l t i m a non d à emissione secondo il raggio 
ordinario, come avviene invece, secondo Boiscliot e P i c k - G u t m a n n nella 
radioemissione in esame. Denisse ha a v a n z a t o l'ipotesi che si t r a t t i di 
emissione d o v u t a ad effetto Cercnkov nel plasma. 

5.6.1.4. Bursts di tipo Tr. — Si t r a t t a di radioemissione su di una 
larga b a n d a di f r e q u e n z a , m a p r e v a l e n t e m e n t e inferiore ai 200 M H z . 
che accompagna molto spesso i bursts di tipo I I I ; in sostanza il tipo V 
è un « continuo » associato al tipo I I I così come il tipo I V è u n continuo 
associato al tipo I I (Wild e coli., 1959: Thompson e Maxwell. 1962). 



3 1 0 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

T u t t a v i a il tipo V ha u n a d u r a t a molto minore del t i p o I Y (pochi mi-
nuti) anche se la sua i n t e n s i t à è dello stesso ordine, o poco minore. 

Secondo Weiss e S t e w a r t (1965) la sorgente dei bursts di t i p o V 
è p e r lo più stazionaria; t u t t a v i a in u n certo n u m e r o di casi si n o t a n o 
dei m o t i della sorgente a t t r a v e r s o il (liscio solare con velocità maggiori 
di 2000 km/sec. G e n e r a l m e n t e la sorgente del tipo Y si t r o v a nelle 
vicinanze di quella del tipo I I I ad esso associata, a d i s t a n z a non m a g -
giore di Rol3. 

P u ò darsi che il tipo V, come il tipo I V , sia d o v u t o a radiazione 
di sincrotrone; secondo il modello di Weiss e S t e w a r t (1965) esso p o t r e b b e 
essere t u t t a v i a p r o d o t t o d a oscillazioni di p l a s m a g e n e r a t e nella corona 
e n t r o un v a s t o intervallo di altezze (e quindi in u n v a s t o i n t e r v a l l o di 
frequenze) d a elettroni a p p a r t e n e n t i alla stessa nuvola che lia p r o v o c a t o 
il burst di t i p o I I I , m a che sono s t a t i c a t t u r a t i dai c a m p i m a g n e t i c i 
del centro di a t t i v i t à e g u i d a t i lungo le loro ¡linee di f o r z a f r a p u n t i 
di riflessione (in modo analogo alle particelle nelle cinture di V a n Allen). 

5.6.1.5. A b b i a m o fin qui descritto singolarmente alcuni degli a s p e t t i 
della radioemissione associata ad un b r i l l a m e n t o ; agli e f f e t t i di u n a 
visione completa del fenomeno è t u t t a v i a necessario s t u d i a r e la conca-
tenazione degli e v e n t i descritti e la loro successione t e m p o r a l e . 

L ' a n d a m e n t o tipico della radioemissione associata ad u n b r i l l a m e n t o 
di notevole i m p o r t a n z a è all'incirca il seguente. C o n t e m p o r a n e a m e n t e 
all'inizio del b r i l l a m e n t o si h a u n b r e v e m a intenso fiotto di radioemissio-
ne, che alle onde metriche è costituito da u n g r u p p o di bursts di tipo I I I , 
seguito d a emissione di tipo V; questo p r i m o e v e n t o h a u n a d u r a t a di 
pochi m i n u t i . A questa p r i m a fase segue, spesso dopo u n a p a u s a di 
qualche m i n u t o , u n outburst di tipo I I , della d u r a t a di alcune decine 
di m i n u t i , che al t e r m i n e si confonde con u n intenso « continuo » di t i p o 
I Y il quale, come già si è d e t t o , p u ò persistere p e r v a r i e ore. 

Questo a n d a m e n t o , che p o t r e m m o c h i a m a r e « completo », non è 
t u t t a v i a m o l t o f r e q u e n t e : assai spesso m a n c a n o una o p i ù delle fasi 
descritte. I n p a r t i c o l a r e non è d e t t o che esista la combinazione t i p o I I 
t i p o I Y : vi possono essere outbursts di t i p o I I senza la emissione di ti-
p o I V e viceversa. La- p e r c e n t u a l e delle diverse « esclusioni » non è 
a n c o r a b e n p r e c i s a t a ; i valori d a t i dai vari a u t o r i dipendono eviden-
t e m e n t e dal p a r t i c o l a r e periodo preso in esame. Secondo Maxwell, 
T h o m p s o n e G a n n i r e (1959), f r a il p r i m o o t t o b r e 1956 e il 30 s e t t e m b r e 
1958 solo s e t t e di sessanta outbursts di tipo I I erano seguiti (entro u n 
periodo di 15 m i n u t i ) d a radioemissione di t i p o I V ; secondo K u n d u 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 1 1 

(1962) nel quadriennio 1957-60, su 61 outbursts di tipo I V , 35 erano as-
sociati a outbursts di tipo I I . Q u e s t ' u l t i m o a u t o r e rileva inoltre delle 
significative differenze f r a eventi solari, in relazione alla associazione o 
alla m a n c a t a associazione f r a tipi I I e tipi I V : q u a n t o maggiore è 
l ' i m p o r t a n z a ottica del brillamento, t a n t o maggiore è la p r o b a b i l i t à 
che esso sia seguito da u n tipo I V con t i p o I I , e a l t r e t t a n t o si p u ò dire 
della i n t e n s i t à della radioemissione sulle onde centimetriche associata 
al tipo I V , nel senso che q u e s t ' u l t i m a è meno i n t e n s a per i tipi I V senza 
tipo I I che per quelli associati. 

R i s u l t a t i molto simili sono stati o t t e n u t i da Thompson e Maxwell 
(1962), in seguito alle osservazioni di un quinquennio, d a l l ' o t t o b r e 1956 
a l l ' o t t o b r e 1961: secondo questi autori il 6 5 % degli outbursts di tipo 
I V è associato con outbursts di tipo I I , e l ' 8 5 % con bursts di tipo I I I . 

5.6.2. Radioemissione a variazione lenta. — Oltre alla radioemissione 
concomitante ai brillamenti e di cui a b b i a m o finora p a r l a t o , e alle 
:< t e m p e s t e di radioemissione » associate con i centri di a t t i v i t à più che 
con i brillamenti (v. 5.6.1.3.), esiste anche una componente a varia-
zione l e n t a , osservata specialmente sulle onde decimetriche. Tale radia-
zione p r e s e n t a molto spesso il caratteristico periodo di 27 giorni; d a 
determinazioni di posizione d u r a n t e eclissi solari e m e d i a n t e m e t o d i 
interferometrici si è p o t u t o stabilire (de J a g e r , 1959; Smerd, 1964) che 
le sorgenti di questa radioemissione corrispondono in generale alle facole 
di Ca, e sono costituite da regioni a densità superiore al normale che 
si estendono r a d i a l m e n t e a p a r t i r e dalla fotosfera a t t r a v e r s o le facole 
cromosferiche Fino a varie decine di migliaia di k m al di sopra della 
fotosfera, vale a dire nella corona. La t e m p e r a t u r a equivalente di que-
sta radiazione è dell'ordine di IO6 °K; a p p a r e quindi probabile d a questo 
f a t t o , dalla ubicazione delle sorgenti e dalla lentezza della loro evolu-
zione temporale, che si t r a t t i di radioemissione di origine t e r m i c a , anche 
se la f o r m a del suo s p e t t r o h a p o t u t o destare qualche perplessità (v. 
Sm erd, 1964, p. 80). 

5.7. P r o t o n i s o l a r i . 

5.7.1. Potar Gap Absorption (PGA). — I n 3.6.4.2 si è accennato al 
f e n o m e n o dei blaclc-outs polari distinti dai black-outs aurorali, c a r a t t e -
rizzati dal f a t t o che, p u r essendo s t r e t t a m e n t e d i p e n d e n t i dai brilla-
m e n t i solari, come le t e m p e s t e magnetiche e le aurore, il loro svolgi-



3 1 2 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

m e n t o a p p a r e p r a t i c a m e n t e i n d i p e n d e n t e dallo svolgimento di q u e s t e ; 
in particolare, essi h a n n o inizio g e n e r a l m e n t e diverse ore p r i m a delle 
t e m p e s t e magnetiche. 

Come si è allora d e t t o , si t r a t t a di fenomeni di assorbimento delle 
radioonde da p a r t e della ionosfera; p e r la loro c a r a t t e r i s t i c a distribu-
zione geografica, su cui t o r n e r e m o in seguito, si è d a t o a tale e v e n t i 
il n o m e di Polar Gap Absorption, p i ù b r e v e m e n t e indicato dalla sigla PCA. 

I l f e n o m e n o consiste nella a t t e n u a z i o n e che u n ' o n d a e l e t t r o m a g n e -
tica subisce n e l l ' a l t r a versare s t r a t i ionosferici dove la f r e q u e n z a di col-
lisione degli e l e t t r o n i liberi contro le molecole dei gas atmosferici è ri-
l e v a n t e . L ' i n t e n s i t à dell'onda è d a t a dalla espressione 

I = Ioe-iMs j-5JL5J 

dove l'integrale è calcolato sul percorso dell'onda. I l coefficiente di as-
sorbimento k si deduce dalla teoria magnetoionica; se la f r e q u e n z a 
dell'onda è sufficientemente elevata da p o t e r considerare t r a s c u r a b i l e 
r i s p e t t o ad essa la girofrequenza, ed inoltre è l o n t a n a dalla f r e q u e n z a 
critica, si h a per k l'espressione a p p r o s s i m a t a 

2 n e'1 N v 
k = ; r [5.16] me co- -f- v-

dove N è la densità elettronica, to la pulsazione dell'onda incidente, 
v la f r e q u e n z a di collisione degli elettroni ed e, m sono r i s p e t t i v a m e n t e 
la carica e la m a s s a dell'elettrone. 

Dalle [5.15] e [5.16] si rileva che l ' a s s o r b i m e n t o espresso in d B 
è a p p r o s s i m a t i v a m e n t e proporzionale al p r o d o t t o Nv; valori a n o r m a l -
m e n t e g r a n d i dell'assorbimento si h a n n o perciò q u a n d o ad u n a deter-
m i n a t a altezza, cioè con b u o n a approssimazione per u n a d e t e r m i n a t a 
f r e q u e n z a di collisione, la densità elettronica cresce al di sopra del suo 
valore n o r m a l e a causa di qualche jjrocesso di ionizzazione straordinario. 

I P C A vengono s t u d i a t i con v a r i m e t o d i . U n o di essi è il m e t o d o 
tradizionale del sondaggio verticale, m e d i a n t e la m i s u r a della m i n i m a 
f r e q u e n z a riflessa /min; la [5.16] m o s t r a i n f a t t i che l ' a s s o r b i m e n t o a u m e n t a 
al d i m i n u i r e della f r e q u e n z a dell'onda incidente; in p r a t i c a vengono as-
sorbite c o m p l e t a m e n t e t u t t e le frequenze inferiori ad u n a f r e q u e n z a 
limite /min, funzione crescente del p r o d o t t o Wv, del quale diviene u n a 
m i s u r a i n d i r e t t a . Oltre all'inconveniente che il sondaggio verticale è 
di n a t u r a sua i n t e r m i t t e n t e e quindi discontinuo, questo m e t o d o pre-
s e n t a a n c h e quello di u n a t o t a l e assenza di echi riflessi q u a n d o l'assor-
b i m e n t o è m o l t o f o r t e , come avviene spesso d u r a n t e i PCA, nel qual caso 



C E R T I l i 11A Z I O NI C E O M A ( i N E T I C H E . E C C . 3 1 3 

esso diviene semplicemente un rivelatore q u a l i t a t i v o dell'esistenza del 
f e n o m e n o . 

L'inconveniente ora citato si presenta più r a r a m e n t e nel m e t o d o 
della « diffusione in a v a n t i » (foricard scatter) delle onde ad elevata fre-
quenza (dell'ordine di parecchie decine di MHz) per t r a g i t t i di alcune 
migliaia di chilometri; tali onde, u s a t e nelle radiocomunicazioni, inci-
dono o b l i q u a m e n t e sulla ionosfera e vengono diffuse e riflesse in a v a n t i 
d a irregolarità locali di densità elettronica, p r o d o t t e p e r la maggior p a r t e 
d a scie di meteoriti, cioè in un intervallo di altezza f r a gli 80 e i 100 k m . 
R e c e n t e m e n t e Gregory (1962) ha utilizzato la retrodift'usione di onde 
di m e d i a f r e q u e n z a (2,3 MHz). 

I l m e t o d o che a p p a r e migliore è quello del riometro (relative io-
nospheric opacity meter). Questo dispositivo è sostanzialmente mi rice-
vitore di r u m o r e cosmico su frequenza fissa, g e n e r a l m e n t e a t t o r n o ai 
30 M H z ; l'assorbimento viene rivelato e m i s u r a t o dalla a t t e n u a z i o n e 
del segnale, che viene ricevuto con continuità. P e r misure e s a t t e oc-
corre in r e a l t à calcolare il r a p p o r t o f r a l'intensità del segnale cosmico 
e f f e t t i v a m e n t e ricevuto e quella del segnale che si registra allo stesso 
tempo siderale in condizioni ionosferiehe calme. 

Il riometro è un dispositivo che p r e s e n t a un certo grado di « selet-
t i v i t à »: dalla [5.16] si deduce i n f a t t i clic, per una d e t e r m i n a t a densità 
elettronica A , l'assorbimento è massimo a quelle altezze alle quali la 
f r e q u e n z a di collisione v è uguale alla pulsazione ro dell'onda r i c e v u t a . 
P e r u n segnale di 30 M H z questa altezza è a t t o r n o ai 50 k m . 

5.7.1.1. Morfologia. — La continuità di registrazione del riometro 
h a consentito di studiare più a fondo i P C A; si e c o n s t a t a t o che essi si 
distinguono dai black-out aurorali non solo per la differente relazione 
con l ' a t t i v i t à magnetica, e aurorale (v. 3.6.4.1 e 3.6.4.2), ma anche p e r 
le caratteristiche della registrazione. I PCA si p r e s e n t a n o con u n an-
d a m e n t o molto più liscio e lento dei black-out aurorali (fig. 5.12), e questo 
è un elemento che p e r m e t t e p i u t t o s t o facilmente la individuazione dei 
due tipi di eventi, a differenza del tradizionale sondaggio verticale. 
T u t t a v i a , u s a n d o opportuni criteri suggeriti dalle caratteristiche dei 
P C A emerse già dai p r i m i casi c h i a r a m e n t e riconosciuti, è possibile 
utilizzare il gran n u m e r o di d a t i f o r n i t i dal sondaggio verticale p e r 
estendere al massimo il n u m e r o di eventi suscettibili di studio. La de-
scrizione che ora d a r e m o del fenomeno è a p p u n t o d e d o t t a dagli s t u d i 
m e d i a n t e ionosonde n o r m a l i di H a k u r a , T a k e n o s h i t a e O t s u k i (1958), 
H a k u r a e Goh (1959), Obayashi e H a k u r a (1960), Collins, J e l l y e Matthew» 



3 1 4 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

(1961), e m e d i a n t e riometro da Reid e Collins (1959) e da Reid e L e i n b a c h 
(1959), m e n t r e Baily (1957 e 1959) ha descritto un unico e v e n t o (23 
febbraio 1956) m e d i a n t e l'uso dei vari metodi sopra citati, ivi compreso 
il jorward scatter. 

1S00 1A00 1200 

1000 0800 0600 0 4 0 0 

1 5 0 0 1300 1100 

Fig. 5.42 - E s e m p i di assorbimento anomalo di r u m o r e cosmico: in a) r a p -
presentazione di un SID associato con un b r i l l a m e n t o ; in 
b) di un assorbimento aurorale; in c) di un PCA. W è la po-
t e n z a del r u m o r e cosmico in u n i t à a r b i t r a r i e (secondo Reid e 
Collins). 



P E UT U H I ! A ZIO.NI Ci E ( IM A ( ; \ E T I C11E, E C C . 3 1 5 

I P C A iniziano in generale qualche ora dopo il b r i l l a m e n t o solare 
a cui sono associati, con un a u m e n t o di assorbimento p i u t t o s t o rapido; 
l'assorbimento raggiunge il massimo dopo alcune ore, e diminuisce gra-
d u a l m e n t e p e r d u r a n d o per qualche giorno. A questo a n d a m e n t o ge-
nerale si sovrappone una n e t t a variazione d i u r n a , con un massimo di 
assorbimento a mezzogiorno e un minimo a m e z z a n o t t e , e con un no-
tevolissimo a u m e n t o al sorgere del Sole a livelli ionosferici e di diminu-
zione al t r a m o n t o . Si è già accennato in 3.6.4.2 alle linee generali di 
u n a spiegazione di tale variazione d i u r n a : la produzione di ionizzazione, 
che t e n d e ad a u m e n t a r e la densità elettronica A , sarebbe continua sia 
di giorno clic di n o t t e ; d u r a n t e le ore n o t t u r n e però, A diminuirebbe 
a causa di una ricombinazione degli elettroni liberi m e n t r e d u r a n t e il 
giorno la fotoionizzazione da p a r t e della radiazione solare m a n t e r r e b b e 
A a valori elevati. Non è noto se della ricombinazione siano responsabili 
le molecole di O,, con formazione di ioni O^ (Bailey, 1959), o se invece 
si abbia a che f a r e con un processo più complicato implicante la for-
mazione di molecole di N O (Herzberg, I960); ma questo problema non 
è di interesse i m m e d i a t o in questa sede. 

La caratteristica più evidente di questo tipo di assorbimento con-
siste nella sua distribuzione geografica; come dice il suo nome, esso è 
l i m i t a t o alle calotte polari. Secondo i d a t i e s a m i n a t i da Bailey (1959) 
e da Sliapley e R o b e r t s (1957), d u r a n t e l ' e v e n t o successivo al grande 
brillamento del 23 febbraio 1956 (il primo PCA registrato e riconosciuto) 
solo Osservatori s i t u a t i a l a t i t u d i n i geomagnetiche superiori ai 60° h a n n o 
segnalato u n assorbimento n o t t u r n o ; dai 60° ai 70° l'assorbimento au-
m e n t a v a r a p i d a m e n t e di intensità, m e n t r e al di sopra dei 70° esso ri-
m a n e v a p r a t i c a m e n t e costante. I n t r e eventi p r o d o t t i da brillamenti 
solari nel luglio-agosto 1958 I l u l t q v i s t (1959) t r o v a che l'assorbimento 
m i s u r a t o con riometro a K i r u n a (hit. geoniagn. 65,3° N) veniva regi-
s t r a t o come black-out anche dalla ionosonda dell'Osservatorio di Lycksele 
(lat. geomagn. 62,5°) ma con d u r a t a minore, m e n t r e ad Uppsala (lat. 
geomagn. 58,1°) non veniva osservato alcun black-out. D a l canto loro 
Reid e Leìnbach (1959), utilizzando le registrazioni dei riometri in varie 
stazioni artiche (Alaska), h a n n o osservato nel periodo maggio 1957-luglio 
1959 24 PCA; la d u r a t a e la intensità di questi erano pressoché uguali 
a Thule (lat. geomagn. 89,0° N) e a B a n w (lat. geomagn. 68,6° N), m a 
minori a College (64,5° N), m e n t r e a Farewell, che è a soli 3,3° geoma-
gnetici a sud di College il fenomeno era assai debole o a d d i r i t t u r a m a n -
c a n t e . Ciò indica che i m m e d i a t a m e n t e a sud di College si t r o v a il li-
m i t e della zona interessata dai PCA, limite che a p p a r e molto n e t t o . 



3 1 6 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

In generale si può affermare che i PCA iniziano alle latitudini più 
elevate, per poi estendersi gradualmente, anche se spesso rapidamente, 
a t u t t a la calotta polare fino ai 60° di latitudine geomagnetica. È im-
p o r t a n t e notare che l'intensità dell'assorbimento sembra indipendente 
dalla longitudine geomagnetica, almeno nella fase di massimo dell'evento 
(Bailey, 1959). 

All'inizio della tempesta magnetica, che quasi invariabilmente se-
gue questi eventi, l'assorbimento ha praticamente invaso t u t t a la calotta 
polare entro i 60° di latitudine. La perturbazione magnetica, dalla quale 
lo svolgimento temporale del PCA nell'interno di questa calotta è indi-
pendente (come si è già accennato), può t u t t a v i a creare condizioni 
nuove presso i confini della calotta polare, spostando questi verso la-
titudini inferiori; anche Osservatori generalmente immuni da PCA pos-
sono allora registrare, sia pure per breve tempo, un sensibile assorbi-
mento. Secondo Reid e Leinbaeh (1959), nei 24 casi sopra citati solo 
alcune volte l'assorbimento è stato osservato fino a 7° a sud di College, 
e in queste occasioni sempre dopo l'inizio di forti tempeste. 

Talvolta invece può accadere il fenomeno inverso: H u l t q v i s t , 
Aarons e Ortner (1959) registrando a Kiruna mediante riometro l'as-
sorbimento successivo al brillamento del 7 luglio 1958, assorbimento 
che poco prima della tempesta magnetica iniziata il giorno 8 aveva 
raggiunto il valore di — 1 7 dB, hanno constatato una rapida variazione 
di esso da — 1 7 a — 5,2 d B subito dopo l'inizio brusco. 

I n 3.6.4.2 si è accennato che H a k u r a e coli. (1958) avevano con-
s t a t a t o d u r a n t e gli eventi anteriori alle intense tempeste magnetiche 
del 13 settembre 1957 e 11 febbraio 1958 che l'assorbimento aveva luogo 
contemporaneamente nelle due calotte polari artica e a n t a r t i c a . Chapman 
(1960) osserva la stessa cosa per il PCA del 7 luglio 1958, notando t u t -
t a v i a che nella regione a n t a r t i c a l'inizio dell'assorbimento sembra ri-
t a r d a t o di qualche ora rispetto alla regione artica ; egli avanza la ipotesi 
che si t r a t t i di un effetto dovuto alla spiccata variazione diurna di tale 
fenomeno, in quanto all'epoca dell'evento in esame la calotta polare 
nord era permanentemente illuminata dal Sole, mentre quella sud era 
in ombra. Jelly e Collins (1962) da uno studio mediante ionosonde in 
azione nelle regioni polari durante l'Anno Geofísico Internazionale con-
fermano la simultaneità generica dei PCA nei due emisferi, m a senza 
u n a assoluta contemporaneità nell'inizio, e anch'essi attribuiscono tale 
circostanza alla caratteristica influenza della illuminazione solare sui PCA" 

È interessante infine notare u n ' a l t r a caratteristica morfologica dei 
PCA. Basandosi sull'andamento temporale dell'assorbimento nei sin-



P E R T U K B A Z I 0 X 1 G E O M A l i X H T K ' I I E , E C O . 3 1 7 

goli eventi, Sinno (1961) classifica i PC A in due classi: i PCA a inizio 
brusco (tipo S) e i PCA ad inizio graduale (tipo G); la fig. 5.43 rap-
p r e s e n t a u n esempio di ciascuna classe. I PCA del tipo S raggiungono 
il massimo dell'intensità in un t e m p o r e l a t i v a m e n t e breve (meno di 
due ore), m e n t r e quelli di tipo (} impiegano diverse ore. L'interesse di 

O l i 'Wm 
R * r ' l 3 l l u g l i o ® 4 l u g l i o S.S.C. 5 l u g l i o I 9 S 7 ^ 

X 
z 
c 
E 

F i g . 5.43 - E s e m p i di PCA di tipo S (sopra) e di tipo G 
(sotto) (secondo Sinno). 

q u e s t a classificazione è dovuto, come vedremo, alla particolare correla-
zione degli eventi delle due classi con la caratteristiche morfologiche 
dei fenomeni solari che li precedono. 

5.7.1.2 Altezza dell'assorbimento. — Già dalla [5.16], che m o s t r a co-
me l'assorbimento sia a p p r o s s i m a t i v a m e n t e proporzionale al p r o d o t t o 
AV, si p u ò arguire che esso sia sensibile ad altezze r e l a t i v a m e n t e poco 
elevate, dove v assume valori notevoli. I t r e m e t o d i di osservazione 
sopra citati c o n f e r m a n o questa conclusione, senza t u t t a v i a p o t e r dare 
indicazioni molto precise sulle regioni atmosferiche e f f e t t i v a m e n t e in-
teressate all'assorbimento. 

I l m e t o d o del sondaggio verticale, con la misura di /mm, mostra 
semplicemente che l'assorbimento ha luogo ad altezze inferiori alla re-
gione E-, in analogia a q u a n t o avviene d u r a n t e un S I D (effetto Dellinger), 
responsabile del fenomeno è d u n q u e la regione D. I l m e t o d o del formard 
scatter fornisce la stessa indicazione, p e r m e t t e n d o inoltre di precisare 
meglio u n limite superiore; il f a t t o che vengano assorbite onde elettro-
magnetiche che subiscono la diffusione da p a r t e delle scie dei m e t e o r i t i 
m o s t r a i n f a t t i che l'assorbimento ha luogo ad altezze inferiori alla zona 
dei meteoriti, cioè, come si è già d e t t o , g e n e r a l m e n t e al di sotto degli 
80 k m . I l riometro, infine, con le sue p r o p r i e t à selettive f a ritenere 



3 1 8 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

possibile, e forse probabile, che la regione assorbente si estenda fino 
ai 50 k m . 

Conferme e ulteriori precisazioni delle indicazioni p r e c e d e n t i ven-
gono f o r n i t e da osservazioni in p a r t e i n d i p e n d e n t i dai m e t o d i succitati. 
Ad esempio, L a n d m a r k (1958), m e d i a n t e u n sondaggio v e r t i c a l e a im-
pulsi di f r e q u e n z a fissa (2,3 MHz), ha osservato in Norvegia degli echi 
d a altezze di 65-70 k m d u r a n t e periodi di f o r t e assorbimento d i u r n o ; 
ciò indica la presenza di u n a densità elettronica a n o r m a l m e n t e elevata 
a quei livelli. I n o l t r e in una esperienza m e d i a n t e razzi d u r a n t e u n PCA 
di i n t e n s i t à m o d e r a t a Seddon e J a c k s o n (1958) h a n n o t r o v a t o a Churchill 
u n a densità elettronica n o t e v o l m e n t e elevata Ano ad u n a altezza di 
circa 55 k m . 

5.7.1.3 Relazione con gli eventi solari. — Si è già r i p e t u t a m e n t e ac-
cennato, fin d a 3.6.4.2, che i PCA sono s t r e t t a m e n t e associati a bril-
l a m e n t i solari; già d a allora, q u a n d o erano s t a t e p u b b l i c a t e solo le 
p r i m e ricerche in questo campo, in particolare quella di H a k u r a e Goli 
(1959), si profilava u n a chiara relazione f r a i P C A e i b r i l l a m e n t i ac-
c o m p a g n a t i d a outbursts di tipo I V . Questa relazione è s t a t a n e t t a m e n t e 
c o n f e r m a t a (Reid e Leinbach, 1959; Thompson e Maxwell, 1960; K u n d u 
e H a d d o c k , 1960; Maeda e coli., 1962; W a r w i c k e H a u r w i t z , 1962; 
Obayashi, 1962). S e m b r a o r m a i a c c e r t a t o che almeno l ' 8 5 % dei P C A è 
associato con outbursts di tipo I V . 

I v a r i A u t o r i m e t t o n o in rilievo, agli effetti di q u e s t a associazione, 
la presenza neiVoutburst di una particolare g a m m a di f r e q u e n z e : m e n t r e 
T h o m p s o n e Maxwell si riferiscono alle onde m e t r i c h e , Reid e Leinbach 
e in m o d o speciale W a r w i c k e H a u r w i t z attribuiscono notevole impor-
t a n z a alle onde d e c a m e t r i c h e ; a loro v o l t a K u n d u e H a d d o c k p r o p e n d o n o 
a r i t e n e r e essenziali come causa dei P C A le onde centimetriche. D a t e 
le differenze negli intervalli di t e m p o prese in esame dai v a r i a u t o r i ' e, 
t a l v o l t a , nella individuazione dell'evento solare causa del PCA, non è 
a n c o r a possibile decidere con sicurezza se ci sia u n a g a m m a di f r e q u e n z e 
p r e f e r i t a e quale essa sia; ciò che a p p a r e certo è l'associazione di tali 
f e n o m e n i con eventi solari di f o r t e i n t e n s i t à . 

Incertezze sussistono anche r i g u a r d o alla e v e n t u a l e influenza della 
posizione dei b r i l l a m e n t i sul disco solare: Reid e L e i n b a c h (1959) e 
T h o m p s o n e Maxwell (1960), basandosi r i s p e t t i v a m e n t e su 18 e 10 casi 
sicuri, t r o v a n o u n a n e t t a p r e v a l e n z a di b r i l l a m e n t i nell'emisfero ovest 
del Sole associati con i PCA. Questa prevalenza a p p a r e d i m i n u i t a nello 
studio di W a r w i c k e H a u r w i t z (1962) c o m p r e n d e n t e 38 casi, e gli a u t o r i 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 1 9 

propendono a ritenerla non significativa. Anche Obayaslii dallo studio 
di 62 P C A conclude che non a p p a r e u n a chiara dipendenza della proba-
bilità di occorrenza dell'evento dalla posizione del b r i l l a m e n t o sul Sole. 

W a r w i c k e H a u n v i t z e Obayashi dedicano la loro attenzione anche 
alla e v e n t u a l i t à che dei PCA siano p r o d o t t i da eventi solari nell'emi-
sfero invisibile del Sole; essi giungono alla conclusione, n o t a n d o che 
quasi t u t t i PCA possono venire associati con b r i l l a m e n t i e f f e t t i v a m e n t e 
osservati, che la p r o b a b i l i t à di casi del genere è assai scarsa. 

I r i t a r d i f r a gli eventi solari e l'inizio dei PCA finora osservati v a n n o 
d a circa 20 m i n u t i a circa 50 ore. È interessante cercare se tali r i t a r d i 
dipendano d a particolari caratteristiche di quegli eventi. Sakurai e 
Maeda (1961) e Maeda e coli. (1962) ritengono di p o t e r concludere che 
esistono due categorie distinte di PCA riguardo al r i t a r d o di inizio 
rispetto a l l ' e v e n t o solare: i PCA di « t i p o r a p i d o » , aventi un r i t a r d o 
minore di 5 ore, e quelli di « tipo lento », con u n r i t a r d o maggiore di 
5 ore. I PCA r a p i d i appaiono s t r e t t a m e n t e connessi con flussi molto 
elevati di radioemissione sui 3000 M H z (flussi superiori a 200 u n i t à 
IO-22 W ni'- Hz_1), ment re quelli lenti sono associati con flussi inferiori 
alle 100 u n i t à ; nessuna relazione a p p a r e invece con la i n t e n s i t à della 
radioemissione sui 200 MHz. Anche K u n d u e H a d d o c k (1960) t r o v a n o 
u n a s t r e t t a relazione f r a il r i t a r d o dei P C A e l ' i n t e n s i t à degli outbursts 
di tipo I V nella g a m m a centimetrica: i r i t a r d i m i n o r i di 5 ore sono 
generalmente associati con flussi maggiori di 500 u n i t à sulla i n t e r a 
g a m m a di lunghezza d ' o n d a di 3-30 cin, m e n t r e con flussi minori i ri-
t a r d i sono maggiori di 5 ore. Secondo Maeda e coli, i due tipi di PCA 
corrispondono ai due tipi morfologici S e G di Sinno, che a b b i a m o 
citato in 5.7.1.1. È interessante n o t a r e che per a m b e d u e i tipi vi è u n a 
m a r c a t a dipendenza del r i t a r d o dalla, posizione del b r i l l a m e n t o sul Sole: 
il r i t a r d o diminuisce s i s t e m a t i c a m e n t e a l l ' a u m e n t a r e della distanza del 
brillamento dal bordo est; in altre parole, vi è u n notevole e f f e t t o Ovest 
nella distribuzione dei r i t a r d i . 

A differenza della «efficienza» dei b r i l l a m e n t i nel p r o d u r r e PCA, 
la dipendenza del ritardo dalla posizione dell'evento sul Sole sembra 
p i u t t o s t o chiara; su questo esiste accordo f r a la maggior p a r t e degli 
autori. Come f a n n o n o t a r e McCracken e P a l m e i r a (1960), dai d a t i di 
Reid e L e i n b a c h si deduce con notevole evidenza u n a diminuzione del 
t e m p o di r i t a r d o dell'inizio dei PCA dagli e v e n t i solari allo spostarsi 
della posizione di questi u l t i m i verso ovest. È significativa la conferma 
di t a l e effetto nello studio di Obayashi (1962); la fig. 5.44, che r i p o r t a i 
t e m p i di r i t a r d o dei PCA d a l l ' e v e n t o solare e la loro d u r a t a , m o s t r a 



3 2 0 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

con chiarezza l'esistenza dell'effetto. Inoltre Obayashi n o t a u n a diffe-
renza anche nel corso generale dei PCA fra. quelli prodotti da brillamenti 
a est e quelli prodotti da brillamenti a ovest: i primi iniziano più t a r d i 
e hanno uno sviluppo più lento, raggiungendo un massimo di intensità 
dopo circa 25 ore dall'oittòifj'si, mentre gli altri, oltre ad iniziare prima, 

100 

5 0 
4 0 

3 0 

.E 20 

1 0 

1 
9 0 

Est 

1 r —n—i—i i i i I "~l • I I "T 1-
I 

• • 
p 

1 
e i ,1 

1 
t I 

| 1 4 | 

i i i i I 
60 3 0 30 6 0 9 0 

A O v e s t 

F i g . 5.44 - D i p e n d e n z a del t e m p o di r i t a r d o t d o p o l'outburst d a l l a l o n -
g i t u d i n e eliografica A. L e linee c o n t i n u e r a p p r e s e n t a n o i P C A ; i 
c i r c o l e t t i n e r i sono s.s.c. d i t e m p e s t e m a g n e t i c h e d i t i p o singolo, 
i c i r c o l e t t i c h i a r i s o n o s.s.c. di t e m p e s t e d i t i p o c o m p l e s s o , 
( s e c o n d o O b a y a s h i ) . 

presentano anche uno sviluppo più rapido; dalla fig. 5.45 sembra anzi 
che la differenza nello sviluppo sia anche più evidente della differenza 
nel ritardo di inizio. 

L a fig. 5.45 m e t t e inoltre in luce u n ' a l t r a distinzione f r a i PCA: 
essi vengono suddivisi dall'Autore nelle due categorie di «singoli» e 
« complessi »; i « singoli » rappresentano serie isolate di eventi, costi-
tuiti da un solo brillamento e da un solo PCA, con u n a sola t e m p e s t a 
magnetica associata, m e n t r e i « complessi » sono costituiti da più eventi 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 2 1 

sovrapposti, dovuti ad u n susseguirsi piuttosto rapido di brillamenti 
di elevata intensità. È assai interessante, per quanto si dirà in seguito, 
la differenza di andamento delle due categorie, per cui la seconda è 
caratterizzata da un brusco aumento di intensità dei PCA all'istante 
di inizio della prima tempesta, magnetica della serie. 

B r i l l a m e n t o n e l l ' e m i s f e r o e s t 
\ 

' A 
S.C. 

B r i l l a m e n t o n e l l ' e m i s f e r o o v e s t 

t e m p o ( i n o r e ) 

Fig. 5.45 - Variazione t e m p o r a l e m e d i a dei PCA singoli 
(figg. a, b) e complessi (fig. e) (secondo Obayaslii). 

T u t t a v i a , Warwick e Haurwitz mettono in dubbio il suddetto ef-
fetto ovest dei ritardi; essi affermano che, se mai, i ritardi minori sono 
associati con brillamenti vicino al meridiano centrale del Sole. I l loro 
dubbio sembra sostanzialmente basato sul f a t t o che il coefficiente di 
correlazione f r a la distanza del brillamento dal bordo est e la velocità 
apparente dell'agente produttore dei PCA è solo 0,23. Di f a t t o , la 
fig. 5.44 m e t t e in luce la possibilità dell'esistenza dell'effetto ovest senza 
però che si abbia come conseguenza un elevato coefficiente di correla-
zione f r a le due q u a n t i t à sopra citate, che richiederebbe, come requisito 
aggiuntivo alla asimmetria di distribuzione, u n a relazione di linearità. 
I n ogni caso è u n f a t t o che, come fanno notare Warwick e Haurwitz, 
sia sufficiente u n a differenza di interpretazione nell'associazione di un 
PCA a un brillamento in relativamente pochi casi per m u t a r e l'im-
pressione offerta dalla fig. 5.44. Gli autori mettono invece in evidenza 
che il ritardo sembra dipendente dalla fase del ciclo solare: i ritardi 



3 2 2 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

diminuiscono dal massimo di a t t i v i t à solare verso il m i n i m o (fig. 5.46). 
I n r e a l t à la differenza f r a i valori m e d i è p i u t t o s t o piccola r i s p e t t o alla 
dispersione, t u t t a v i a la sistematicità d e l l ' a n d a m e n t o della fig. 5.46 sem-

| 3 0 0 
E 

C 200 
< 

100 

0 
0 10 20 3 0 ¿0 5 0 

m e s i d o p o il m a s s i m o d i a t t i v i l a ' 

F i g . 5.46 - A n d a m e n t o del r i t a r d o At t r a 
b r i l l a m e n t o e inizio del P C A , in f u n -
zione della f a s e del cielo solare (se-
condo W a r w i c k e Haurvvitz). 

b r a a b b a s t a n z a p r o b a n t e ; il coefficiente di correlazione f r a il t e m p o 
dal massimo della a t t i v i t à solare e il r i t a r d o dei P C A è •— 0,69, la pro-
b a b i l i t à che t a l e valore risulti c a s u a l m e n t e è solo IO - 4 . 

5.7.1.4 Natura dell'agente produttore. — P e r q u a n t o r i g u a r d a la na-
t u r a d e l l ' a g e n t e ionizzante che d à origine ai P C A , si p u ò subito esclu-
dere qualsiasi f o r m a di radiazione e l e t t r o m a g n e t i c a . U n a p r i m a ragione 
di t a l e esclusione è c o s t i t u i t a dal r i t a r d o nell'inizio dei PCA r i s p e t t o 
all'evento solare di c a r a t t e r e straordinario cui si a t t r i b u i s c e la causa 
dell'assorbimento; in linea di principio si p o t r e b b e a n c h e a m m e t t e r e 
che la sorgente della emissione solare responsabile del f e n o m e n o ter-
r e s t r e fosse diversa dal b r i l l a m e n t o , m a è b e n difficile giustificare u n a 
t a l e ipotesi. U n ' a l t r a ragione è la p a r t i c o l a r e dipendenza dei P C A dalla 
l a t i t u d i n e , dipendenza che non si p u ò spiegare a l t r i m e n t i che con l'ipo-
tesi di fasci di particelle cariche, controllate quindi dal campo geoma-
gnetico. 

P e r d e t e r m i n a r e la n a t u r a di queste particelle occorre t e n e r e pre-
sente t r e f a t t o r i f o n d a m e n t a l i : la l a t i t u d i n e geomagnetica a cui a v v i e n e 
il fenomeno, l'altezza della regione in cui h a luogo la ionizzazione e il 
r i t a r d o f r a e v e n t o solare ed inizio del P C A . Questi d u e u l t i m i f a t t o r i 
p e r m e t t o n o di t r a r r e conclusioni sulla energia delle particelle. 

i i i 



l ' K K T U R B A Z I O N I O E O M A G X E T I C I I E , E C C . 3 2 3 

Un esame di tali elementi sulla base di quanto descritto nei numeri 
precedenti p e r m e t t e di concludere con certezza quasi assoluta che non 
si t r a t t a di elettroni. I n f a t t i , assumendo come tempo di percorrenza 

A t ( I n o r e ) 

Fig. 5.47 - Altezza di p e n e t r a z i o n e per e l e t t r o n i , p r o t o n i e ioni Iie+ in 
f u n z i o n e della r i g i d i t à m a g n e t i c a p, della velocità v e dell'ener-
gia cinetica T. Sulla scala di d e s t r a è r i p o r t a t a la l a t i t u d i n e 
g e o m a g n e t i c a m i n i m a Amln cui possono giungere le particelle di 
r i g i d i t à p-, sulla scala in alto t e m p o di t r a n s i t o At dal Sole alla 
T e r r a su percorso rettilineo (secondo Bailey). 

del t r a g i t t o Sole-Terra 30 minuti, che è il tempo minimo finora osservato, 
e a m m e t t e n d o che tale tragitto venga percorso in linea r e t t a , si trova 
c,he, se le particelle fossero elettroni, esse avrebbero u n a energia di 
25 keV; dalla, fig. 5.47, che riporta il diagramma di Bailey (1959), si 
deduce che in questo caso tali elettroni potrebbero giungere solo ad 
altezze poco inferiori ai 100 k m e a latitudini geomagnetiche non in-
feriori a 87°. Anche supponendo che il tragitto dal Sole alla Terra non 
fosse rettilineo ma in qualche modo incurvato e allungato, si avrebbe 
una insufficiente diminuzione della latitudine di taglio; inoltre l'ipotesi 
di u n a deformazione del campo geomagnetico tale da permettere l'arrivo 
degli elettroni a latitudini inferiori è fuori causa poiché, come si è detto, 



3 2 4 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

i PCA avvengono prima delle p e r t u r b a z i o n i m a g n e t i c h e associate ai 
b r i l l a m e n t i solari. 

Se invece le particelle in questione fossero protoni, p e r un t e m p o 
di percorrenza di 30 m i n u t i esse a v r e b b e r o u n a energia di circa 50 MeV, 
giungerebbero fino ad u n a altezza di poco più di 40 k m e a v r e b b e r o 
u n a l a t i t u d i n e di taglio di 65°-70°; queste sono p r o p r i o le condizioni 
che r i s u l t a n o s p e r i m e n t a l m e n t e dallo studio dei PCA. 

Possiamo quindi concludere che il f e n o m e n o dei P C A è r i v e l a t o r e 
della emissione da p a r t e del Sole, d u r a n t e i b r i l l a m e n t i a c c o m p a g n a t i 
d a f o r t i outbursts di tipo I Y , di p r o t o n i di energia dell'ordine di 10-100 
MeV. D a l l ' i n t e n s i t à dell'assorbimento ionosférico si p u ò v a l u t a r e l'ordine 
di grandezza del flusso dei p r o t o n i incidenti, che a m m o n t e r e b b e (Reid 
e Collins, 1959) a circa IO3 cm-2sec_1, equivalente ad u n a densità del 
fascio di circa 2 - I O - 8 cirr 3 . 

5.7.2 Osservazioni dirette di protoni solari. — L e precedenti deduzioni 
sulla n a t u r a delle particelle c a u s a n t i i P C A sono s t a t e c o n f e r m a t e d a 
osservazioni d i r e t t e . Di queste osservazioni, eseguite a mezzo di palloni, 
di razzi e di satelliti in concomitanza ai PCA, ne esiste o r m a i u n n u m e r o 
notevole: sono p i ù di u n a quindicina gli e v e n t i di questo t i p o r i l e v a t i 
d i r e t t a m e n t e n e l l ' a l t a a t m o s f e r a e nello spazio circostante alla T e r r a . 
L a bibliografìa su tali osservazioni è assai a b b o n d a n t e , p e r cui r i n u n c i a m o 
qui a r i p o r t a r l a p e r esteso, r i m a n d a n d o ad alcuni lavori sull'argomento, 
in p a r t i c o l a r e a quello di P i e p e r e coli. (1962) e di A k a s o f u e coli. (1963) 
e inoltre alla rassegna di Bailey (1964). Cercheremo qui invece di rias-
s u m e r e le caratteristiche generali della radiazione in esame d e d o t t e d a 
t u t t e le n u m e r o s e osservazioni eseguite. 

I n t u t t i i casi osservati tale radiazione s e m b r a costituita p r e v a l e n -
t e m e n t e d a p r o t o n i ; come accenneremo p i ù a v a n t i , u n a certa f r a z i o n e 
è f o r m a t a t u t t a v i a da nuclei p i ù p e s a n t i , in p a r t i c o l a r e d a particelle a. 
I l flusso di particelle v a r i a n o t e v o l m e n t e da caso a caso: quello finora 
rivelato dai palloni, a q u o t a dell'ordine dei 30 k m , h a oscillato d a circa 
0,8 particelle c m ^ s e c ^ s t e i - 1 pei' energie superiori a 100 MeV (evento del 
22 agosto 1958: Anderson e coli. 1959), a circa 240 p a r t i c e l l e - c m ^ s e c - 1 

ster- 1 p e r energie superiori a 88 MeV (evento del 15 luglio 1959: Winckler, 
B h a v s a r e P e t e r s o n (1961)). Le misure su satelliti h a n n o r i v e l a t o flussi 
di v a r i ordini di grandezza maggiori: il 13 luglio 1961 il satellite I n j u n 1 
h a m i s u r a t o u n flusso di 33000 p r o t o n i cm-2sec-1ster-1 p e r energie t r a 
1 e 15 MeV e u n b e n scarso flusso di p r o t o n i di energia superiore a 
40 MeV (il flusso omnidirezionale di questi era di circa 12 cm-2sec-1), 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 2 5 

m e n t r e il 18 luglio successivo, di f r o n t e a un flusso unidirezionale di 
1000 cm-ssec^stei- 1 per p r o t o n i f r a 1 e 15 MeV veniva rivelato u n flusso 
omnidirezionale di 900 cm-2sec_1 per p r o t o n i di energia superiore a 40 
MeV (Pieper e coli., 1902). 

D a i valori indicativi r i p o r t a t i risulta clic i flussi osservati sono 
di v a r i ordini di grandezza superiori a quello di circa 0,1 protoni 
c m - ' s e c ^ s t e r - 1 della radiazione cosmica g a l a t t i c a . P e r u n confronto f r a 
i v a r i casi occorrerebbe invece t e n e r conto sia della l a t i t u d i n e di osser-
vazione, sia dello s p e t t r o energetico della radiazione incidente. 

5.7.2.1 Spettro energetico e di rigidità. — I n generale si è cercato 
di r a p p r e s e n t a r e lo spettro differenziale m e d i a n t e u n a espressione del-
la f o r m a 

dW = lcT~y dT, 

oppure, m a più r a r a m e n t e , 

dN = h'p-" dp, 

dove T e p sono r i s p e t t i v a m e n t e l'energia cinetica e la rigidità m a -
gnetica delle particelle. 

L'esponente y dello spettro di energia è risultato assai variabile 
d a caso a caso, e, come vedremo più a v a n t i , variabile col t e m p o nei 
singoli eventi. Esso oscilla in generale da 6 a 3; nell'evento del 4 maggio 
1960 esso h a r a p p r e s e n t a t o il valore eccezionalmente basso di 1 (Biswas 
e Freier, 1961). A p a r t e questo valore eccezionale, lo s p e t t r o dei pro-
toni solari r i s u l t a quindi in generale n e t t a m e n t e più ripido sia di quello 
dei p r o t o n i della fascia i n t e r n a di V a n Alien (v. 5.3.3.1) sia di quello 
della radiazione cosmica galattica (v. 4.1.2), cioè è maggiore il r a p p o r t o 
f r a il n u m e r o delle particelle di bassa energia e quelle di energia 
e l e v a t a . 

I n generale, d a t o l'intervallo p i u t t o s t o r i s t r e t t o di energie che in 
ogni singola, osservazione p u ò essere esaminato, la rappresentazione se-
condo s p e t t r i di p o t e n z a si accorda sempre a b b a s t a n z a bene con le os-
servazioni. Ma se. l'intervallo di energia e s a m i n a t o si estende, o se si 
vogliono accordare p e r uno stesso e v e n t o osservazioni eseguite ad altezze 
n e t t a m e n t e differenti e quindi interessanti intervalli di energia m o l t o 
diversa (osservazioni con palloni e osservazioni con satelliti), l'uso dello 
s p e t t r o di p o t e n z a richiede che l'esponente y (o n) sia u n a funzione 
dell'energia (o della rigidità); in generale y e n diminuiscono al diminuire 
dell'energia e della rigidità. 



3 2 6 F . M A R I A N I - F . . M O L I N A 

P e r s t u d i a r e p i ù a fondo la f o r m a dello s p e t t r o , P r e i e r e W e b b e r 
(1963) h a n n o e s a m i n a t o sei eventi i m p o r t a n t i di p r o t o n i solari, rica-
v a n d o i d a t i sperimentali dalle caratteristiche dei corrispondenti PCA 
d e d o t t e m e d i a n t e riometri p e r energie f r a 1 e 50 MeV, d a i r i s u l t a t i delle 
osservazioni m e d i a n t e palloni p e r l ' i n t e r v a l l o 70-500 MeV, e dalle regi-
strazioni dei n e u t r o n i al suolo per energie superiori a 500 MeV. Secondo 
gli a u t o r i lo s p e t t r o integrale dei p r o t o n i solari è r a p p r e s e n t a b i l e assai 
bene, p i u t t o s t o che come s p e t t r o di p o t e n z a , come s p e t t r o esponen-
ziale di rigidità della f o r m a 

_ _p_ 
N = N0 e Po 

dove p0 è u n a e f f e t t i v a costante (e non più u n a f u n z i o n e di p), che de-
t e r m i n a la ripidità dello spettro. 

S o t t o q u e s t a f o r m a , la variabile r i p i d i t à degli s p e t t r i da caso a caso 
viene m a n i f e s t a t a da u n a notevole v a r i a b i l i t à di p0 \ nei sei casi e s a m i n a t i 
d a P r e i e r e W e b b e r p0 oscilla t r a il valore di 60 MV (spettro m o l t o ripido) 
osservato il 12 luglio 1961 e il valore d i 3 7 5 M V (spettro molto p i a t t o ) 
del 15 n o v e m b r e 1960. 

5.7.2.2 Variazioni temporali. — U n a i m p o r t a n t e c a r a t t e r i s t i c a ge-
nerale d e l l ' a n d a m e n t o t e m p o r a l e di u n evento di p r o t o n i solari (che 
d ' o r a in poi indicheremo con S P E , Solar Protons Event), è la sua d u r a t a , 
che r i s u l t a sempre molto più lunga di qualsiasi manifestazione osserva-
bile d e l l ' e v e n t o solare r i t e n u t o come origine. Ciò del r e s t o era s t a t o 
messo in luce dallo studio dei PCA. L'esempio più notevole di e v e n t o 
di l u n g a d u r a t a è quello r e g i s t r a t o d a Anderson e E n e m a r k (1960) nel 
luglio 1959 m e d i a n t e lanci di palloni a Resolute B a y , a 150 k m dal 
polo m a g n e t i c o n o r d (inclinazione m a g n e t i c a di 90°). Nel c a m p o di 
energia esplorato (fra 85 e 400 MeV), il flusso di p r o t o n i associato al 
b r i l l a m e n t o di i m p o r t a n z a 3 + del 16 luglio era ancora registrabile il 
giorno 27 ; si n o t i p e r di più che, secondo u n a i n t e r p r e t a z i o n e di Bailey 
(1964) dei P C A verificatisi in quel periodo di f o r t e a t t i v i t à solare ca-
r a t t e r i z z a t o d a t r e intensi b r i l l a m e n t i il 10, 14 e 16 luglio, i p r o t o n i 
r e g i s t r a t i d a Anderson e E n e m a r k d o v e v a n o considerarsi associati al 
b r i l l a m e n t o del 10. 

L a l u n g a d u r a t a degli e v e n t i indica che la propagazione dei p r o t o n i 
f r a il Sole e la T e r r a è u n f e n o m e n o assai complesso, la cui c a r a t t e r i s t i c a 
p i ù i m p o r t a n t e è la accumulazione delle particelle in qualche regione 
dello spazio e x t r a t e r r e s t r e ; ciò è e v i d e n t e m e n t e connesso con lo s t a t o 



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 2 7 

fisico dello spazio interplanetario. Di conseguenza è utile, agli effetti 
delle conoscenza di tali condizioni fisiche, studiare il decadimento tem-
porale del flusso protonico incidente sulla Terra, ossia lo svuotamento 
delle regioni di accumulazione. 

Risultati su questo punto si hanno, in misure dirette di proioni 
solari, per gli eventi del luglio 1959 (Anderson e Eneinark, 1960), del-
l'aprile 1960 (Arnoldy e coli. I960) e del 4 maggio 1960 (Winclder, Masley 
e May, 1961). P e r l'evento del luglio 1959 Anderson e E n e m a r k trovano 
un decadimento temporale dell'intensità protonica fra 85 e 400 MeV 
che si accorda assai bene con la legge contando i tempi a p a r t i r e 
da 16 ore dopo il brillamento del 16 luglio, bell'aprile 1960 si sono 
p o t u t e confrontare le intensità dei protoni solari registrate contempora-
neamente da un pallone a Minneapolis (lat. geomagn. 55° ÍT) e dalla sonda 
Pioneer Y a 5.000.000 km dalla Terra. In ambedue i casi il decadimento 
avveniva secondo la legge i~2. La stessa legge di decadimento è s t a t a 
dedotta da Winclder, Masley e May per l'evento del 4 maggio 1960, 
osservato su pallone a Minneapolis; t u t t a v i a in questo caso l'andamento 
poteva anche essere rappresentato nella forma i-1-5. 

I n realtà la rappresentazione del decadimento temporale dei pro-
toni secondo u n a leggi1 del tipo ora citato ha senso solo se essa, viene 
riferita a protoni di una determinata energia, o, in altre parole, ad una 
r i s t r e t t a banda dello spettro energetico dei protoni incidenti. Le nu-
merose misure effettuate hanno infatti portato a concludere che in ge-
nerale il decadimento delle particelle più energetiche è più rapido di 
quelle di energia minore, ossia lo spettro energetico dei protoni diventa 
col tempo più ripido. Era gli SPE importanti, solo quello del 10-12 
maggio 1959 presenta una diminuzione dell'esponente y nello spettro diffe-
renziale di potenza da 5 a 2 in un intervallo di 11 ore nel corso del-
l'evento (Winclder e Bhavsar, 1960); ma tale andamento è condizionato, 
come si vedrà, da altre cause che si sovrappongono al semplice deca-
dimento del flusso dei protoni provenienti dallo spazio. 

Particolarmente indicativi sull'andamento temporale del flusso di 
protoni in funzione dell'energia fra 2 MeV e 600 MeV sono i risultali 
o t t e n u t i dal satellite Explorer 12 nel settembre 1961 (Bryant e coli., 1962). 

I n u n a serie di osservazioni a pochi minuti di distanza l'una dal-
l'altra, a p a r t i r e da circa 25 minuti dopo il massimo del brillamento 
di importanza 3 del 28 settembre, è stato notato un rapido aumento 
del flusso di protoni; ma mentre inizialmente i protoni di energia at-
torno ai 600 MeV presentavano una intensità maggiore di quella dei 
protoni meno energetici, nel tempo di un'ora il flusso di questi ultimi 



3 2 8 F. M A R I A N I - F . . M O L I N A 

era diventato n e t t a m e n t e superiore. Le successive osservazioni, ese-
guite ad intervalli di tempo maggiori, hanno chiaramente m o s t r a t o 
l'inizio del decadimento dei protoni di energia superiore ai 100 MeV 
quando il flusso di quelli di 3-10 MeV era ancora in aumento; tale au-
mento si è p r o t r a t t o fln verso la fine del giorno 30. Rappresentando lo 
spettro energetico con una espressione di potenza, si ottiene nell'inter-
vallo da 3 a 600 MeV per lo spettro differenziale y = 2 il giorno 29 e 
y = 3 il giorno 30. 

Si noti che la novità nelle osservazioni con satelliti rispetto a quelle 
con palloni è costituita dalla possibilità di ottenere informazioni sulle 
energie molto basse, al di sotto dei 10 MeV. 

Se si confrontano i risultati sull'andamento temporale del flusso 
protonico durante gli S P E o t t e n u t i mediante satelliti e mediante palloni 
a latitudini diverse, si notano delle evidenti differenze. I lanci di palloni 
a latitudini molto elevate, quale quella di F t . Churchill (lat. geomagn. 
68,7° iJ") hanno rivelato l'arrivo di protoni poco tempo dopo il bril-
lamento solare associato all'evento; esempio tipico è quello del 22 agosto 
1958 (Anderson e coli., 1959), in cui il flusso di protoni si è f a t t o no-
tevole circa u n ' o r a dopo il brillamento, praticamente in coincidenza con 
il PCA e in assenza di perturbazioni magnetiche e aurorali. Come si 
deduce dalle osservazioni di Anderson e Enemarlc (1960) per uno degli 
eventi del luglio 1959, osservazioni e f f e t t u a t e con palloni la-nciati a 
Resolute Bay, il decadimento del flusso dopo l'intensità massima avviene 
assai regolarmente, in maniera del t u t t o indipendente dalla t e m p e s t a 
magnetica successiva al brillamento. D ' a l t r a p a r t e nei lanci effettuati 
a Minneapolis (Winckler, 1960; Winckler, B h a v s a r e Peterson, 1961) 
intensi flussi di protoni solari si sono osservati solo d u r a n t e la fase prin-
cipale delle tempeste magnetiche; un f a t t o assai interessante in questi 
casi è che venivano rivelati protoni di energia dell'ordine di 90 MeV, 
cioè ben al di sotto della, normale energia di taglio per Minneapolis, di 
circa 350 MeV. Risulta quindi evidente che d u r a n t e la perturbazione 
magnetica l ' a n d a m e n t o delle linee di forza a t t o r n o alla Terra viene de-
f o r m a t o in misura assai sensibile; ciò del resto è in accordo con quanto 
già t r o v a t o per i PCA (v. 5.7.1.1), i quali si estendono verso le basse 
latitudini al momento della tempesta magnetica associata all'evento 
solare che h a dato origine al PCA stesso. 

Alla luce di questa constatazione si può spiegare la diminuzione 
dell'esponente nello spettro di potenza dei protoni nell'evento del 12 
maggio 1959 osservato con palloni da Winckler e Bhavsar (1960). L'osser-
vazione veniva e f f e t t u a t a a Minneapolis, dove i protoni risultarono pre-



P K K T U KB A Z I O N I G E O M A G N E T I C H E . E C C . 3 2 9 

senti solo d u r a n t e la tempesta magnetica; riprendendo il campo ma-
gnetico gradualmente verso la fine della tempesta la sua configurazione 
normale e ricrescendo le energie di taglio, ci si a t t e n d e effettivamente 
che il flusso di protoni di energia minore diminuisca più rapidamente 
che per quelli di energia più elevata, riducendo con ciò la ripidità dello 
spettro. 

I n realtà il taglio geomagnetico per protoni solari è risultato anche 
in condizioni magneticamente calme minore1 di quello calcolato sia in 
base alla teoria, di Stòrmer per un campo di dipolo sia in base ad una 
migliore approssimazione del campo geomagnetico; ad esempio Pieper 
e coli. (1962) mediante strumenti a bordo del satellite I n j u n I osservano 
protoni da 1 a 15 MeV 18 ore prima dell'inizio brusco della tempesta 
magnetica del 13 luglio 1961 a una latitudine geomagnetica di 63°, dove 
secondo la teoria di Stòrmer potrebbero giungere solo protoni di energia 
superiore a circa 200 MeV. 

Le osservazioni con satelliti hanno rivelato u n ' a l t r a differenza nel-
l ' a n d a m e n t o temporale del flusso di protoni, rispetto a quello ottenuto 
con i palloni ad elevate latitudini. Si è poco fa ricordata l'osservazione 
di Anderson e E n e m a r k (1960) sulla indipendenza, dalle perturbazioni 
magnetiche dell'intensità dei protoni misurati con palloni a Resolute 
B a y ; tale risultato vale per la banda di energia osservabile, cioè fra 
85 e 400 MeV. Nel campo delle energie minori (da 1 a 15 MeV), che i 
satelliti possono rivelare, tale indipendenza non sussiste più. I l satellite 
I n j u n I h a registrato durante la fase iniziale della, tempesta magnetica 
del 13 luglio 1961 un fortissimo aumento nel flusso dei protoni entro 
quell'intervallo di energia; un rapido decadimento dell'intensità ha avuto 
luogo all'incirca durante la transizione dalla fase iniziale alla fase prin-
cipale della tempesta. Una diminuzione analoga, anche se nel complesso 
l'intensità del fenomeno era minore, è stata osservata f r a la fase iniziale 
e quella principale della tempesta del 20 luglio. Anche il satellite Explorer 
X I I h a registrato un forte aumento della intensità dei protoni di energia 
inferiore a 15 MeV in corrispondenza all'inizio della tempesta del 30 
settembre 1961. Sulla interpretazione di tali risultati torneremo in 
seguito in 5.8. 

U n altro aspetto importante delle variazioni temporali dei protoni 
solari è costituito dalla isotropia delle particelle incidenti sulla Terra. 
Già descrivendo la morfologia dei PCA abbiamo visto che essi si distri-
buiscono con grande uniformità su tutta, la calotta polare, con u n a 
intensità che appare indipendente dalla longitudine geomagnetica; ciò 
è u n chiaro indice della isotropia delle direzioni di incidenza, delle parti-



3 3 0 M A H I A X I - F . M O T . I X A 

celle. Ma le osservazioni di E x p l o r e r X I I h a n n o f o r n i t o informazioni 
d i r e t t e sulla formazione della isotropia d u r a n t e l ' e v e n t o del 28 s e t t e m b r e 
1961. Nell'intervallo di energie f r a 100 e 600 MeV nelle primissime fasi 
dello S P E le particelle p r e s e n t a v a n o u n a m a r c a t a anisotropia, che è 
anelata g r a d u a l m e n t e d i m i n u e n d o per scomparire c o m p l e t a m e n t e dopo 
circa u n ' o r a e mezza dal b r i l l a m e n t o , p r i m a che l ' i n t e n s i t à del flusso 
raggiungesse il suo massimo. Nel campo delle basse energie, f r a 2 e 
15 MeV, l'anisotropia si è p r o t r a t t a per circa sette ore, dopo il bril-
l a m e n t o , e, a differenza dei p r o t o n i più veloci, anche dopo a v e r rag-
giunto il massimo di i n t e n s i t à . Le direzioni preferenziali di provenienza 
delle particelle nei due intervalli di energia n o n a p p a r i v a n o coincidenti. 

5.7.3 Particelle a e nuclei più penanti. — P e r u n a decina di eventi 
sono s t a t i s t u d i a t i i n t e n s i t à e s p e t t r o di eventuali nuclei diversi dai 
p r o t o n i presenti insieme a questi ultimi (Fichtel e Guss, 1962; Biswas, 
F i c h t e l e Guss, 1962; Biswas, F r e i e r e Stein, 1962; N e y e Stein, 1962; 
Biswas, 1962; F r e i e r , 1962 e 1963; Biswas e coli., 1963; F r e i e r e W e b b e r , 
1963). Tale studio è s t a t o ('seguito m e d i a n t e emulsioni nucleari lanciate 
con palloni e con razzi e successivamente r e c u p e r a t e . 

I d a t i s p e r i m e n t a l i raccolti n o n sono in r e a l t à molto n u m e r o s i e 
non p e r m e t t o n o a n c o r a u n a descrizione sistematica delle c a r a t t e r i s t i c h e 
dei nuclei p e s a n t i d u r a n t e gli S P E . T u t t a v i a è a c c e r t a t a la presenza 
d u r a n t e m o l t i di questi e v e n t i di particelle a, spesso con flussi notevoli. 

II r a p p o r t o m i s u r a t o f r a l ' i n t e n s i t à dei p r o t o n i e quella delle p a r -
ticelle a v a r i a evidentemente, a seconda, del p a r a m e t r o che si sceglie 
come r i f e r i m e n t o pei' il c o n f r o n t o : si possono i n f a t t i p a r a g o n a r e i flussi 
di p r o t o n i e particelle a nello stesso intervallo di energia p e r nucleone 
(il che equivale allo stesso intervallo di velocità), o p p u r e nello stesso 
intervallo di rigidità. È tuttavia, s p e r i m e n t a l m e n t e stabilito che il r a p -
p o r t o protoni/particelle a è e s t r e m a m e n t e variabile da e v e n t o ad e v e n t o ; 
m e n t r e in qualche evento (come in quelli del n o v . 1960) l ' i n t e n s i t à delle 
particelle a h a p r e s e n t a t o , almeno p e r certi intervalli di t e m p o , valori 
p r a t i c a m e n t e uguali a quelli della i n t e n s i t à protonica, in a l t r i essa scende 
a qualche u n i t à p e r cento. Yi sono inoltre indicazioni di u n d e c a d i m e n t o 
col t e m p o più r a p i d o per le particelle a che per i p r o t o n i . Secondo F r e i e r 
e W e b b e r (1963) anche le particelle a p r e s e n t a n o , come i p r o t o n i , u n o 
s p e t t r o esponenziale di rigidità a v e n t e la stessa c o s t a n t e p0 dello s p e t t r o 
dei protoni. 

I n qualche evento (luglio 1959, s e t t e m b r e 1960, n o v e m b r e 1960) 
sono s t a t i s t u d i a t i anche i nuclei di n u m e r o atomico maggiore, rag-



P E R T U R B A Z I O N I « F . O M A G S E T I C H E . E C C . 331 

g r a p p a t i nelle classi di nuclei leggeri (Be, B), nuclei medi (C, N, O) e 
nuclei pesanti (Z > 10). Il rapporto fra l'intensità dei nuclei medi 
e quella dei protoni è in generale dell'ordine di IO"3. Secondo Fielitel e 
Guss (1962) e Biswas, Fichtel e Guss (1962) che hanno studiato accura-
t a m e n t e gli eventi del novembre I960, la composizione dei fasci cor-
puscolari, ossia il rapporto fra le intensità dei vari tipi di nuclei, è in 
buon accordo con la composizione dell'atmosfera solare, ma significa-
t i v a m e n t e diversa dalla composizione dei raggi cosmici galattici. 

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