Il clima spaziale Cos’è

Presentazione sul tema: "Il clima spaziale Cos’è"— Transcript della presentazione:

1 Il clima spaziale Cos’è
Con il termine «Clima spaziale» o Space Weather si intende indicare lo stato fisico e fenomenologico dello spazio circumterrestre per quello che concerne le attività umane. Questa regione è influenzata principalmente dalla presenza del Sole ma ci sono fenomeni di natura extrasolare che comunque danno un contributo importante. Perché questo genere di studi e di interessi è divenuto oggi più attuale? Non di certo perché la fenomenologia si è drasticamente modificata, ma perché sono le attività umane che sono radicalmente mutate nel corso degli 20 ultimi anni. Il progresso nelle telecomunicazioni ha fatto sì che oggi si fa largo uso dei satelliti per una serie di servizi che qualche tempo fa o non esistevano (pensate ad esempio al GPS o ai satelliti meteorologici) oppure venivano effettuati non con la stessa efficacia e con un dispendio di risorse non indifferente (le trasmissioni televisive, i servizi di telefonia, per non parlare degli utilizzi militari). D’altronde l’avanzamento degli studi e delle indagini scientifiche ci sta permettendo in questi ultimi anni di iniziare a comprendere anche i possibili effetti sul clima e in generale sulla biosfera. Abbiamo già parlato dei fenomeni che potenzialmente possono influenzare le attività umane, vediamo adesso in quali ambiti ciò può accadere e con quali conseguenze, partendo dall’esterno e andando verso l’interno

2 Il clima spaziale Il vento solare Caratteristiche Come si propaga
Vento lento Vento veloce Velocità 350 Km/s 600 Km/s Temperatura 105 K 106 K Densità 15 part./cm3 4 part./cm3 File: Parker_spiral_3_Agg Origine Il vento solare altro non è che un flusso di particelle cariche (principalmente protoni, elettroni e particelle alpha, ossia nuclei dell’atomo di elio) che vengono espulse costantemente dal Sole (circa 1,5x10^14 Kg al giorno di materia) e che quindi viaggiano nello spazio interplanetario fino ai confini del sistema solare riempiendo uno spazio che viene chiamato eliosfera (recentemente la sonda Voyager 1, lanciata nel lontano 1977, ne è ufficialmente uscita Tip: un segnale impiega circa 17 ore per viaggiare dalla terra alla sonda, un fotone che lascia il sole impiega poco più di 8 minuti per raggiungere la terra e circa 4,5 ore per raggiungere Plutone). Esso viene espulso dal Sole con modalità differenti: è noto che dalle regioni polari solari parte principalmente il cosiddetto vento veloce (velocità circa 600 Km/s temperatura dell’ordine di 10^5 K densità e densità dell’ordine di 4 particelle per cm cubico e composizione simile a quella della fotosfera ) mentre dalle regioni equatoriali viene espulso il cosiddetto vento lento (velocità di circa 350 Km/s) più denso (circa 15 particelle per cm cubico) e di temperatura leggermente più elevata (circa 10^6 K) con una composizione simile alla corona solare. Le energie che queste particelle trasportano vanno tipicamente da 1,5 a 10 keV. Una caratteristica fondamentale che rende questo plasma importante per noi che viviamo sulla terra è che esso ha la capacità di trasportare con se le linee del campo magnetico del Sole che in questo modo si allungano fino a distanze dell’ordine di 160 unità astronomiche da dove originano; il fatto che il Sole abbia un moto di rotazione fa si che questo campo prenda la forma di una spirale (spirale di Parker) e che il Sole si comporti quindi come una girandola pirotecnica un po’ più complessa. File: heliospheric current sheet 2001 till 2009

3 Il clima spaziale La Magnetosfera Origine
Interazione con il vento solare File: hd2387_720p Il vento solare, durante il suo viaggio nell’eliosfera, incontra i corpi del sistema solare tra cui ovviamente la terra. La maggior parte di questi offre uno schermo naturale alla pioggia di particelle che fluiscono con continuità dal Sole. Questo schermo è costituito dalla magnetosfera. Essa è lo spazio che contiene il campo magnetico del corpo. Come è noto gran parte dei pianeti ha un campo magnetico generato per effetto dinamo nelle regioni profonde. Ad esempio nella terra questo è generato dalla presenza di un nucleo ferroso intorno al quale per effetto della rotazione terrestre si muove uno strato fluido. Il campo così generato ha natura dipolare, rassomiglia cioè al campo generato da un magnete a forma di barra (intensità alla superficie 20000nT all’equatore, 70000nT in prossimità dei poli). La presenza di questa sorta di brezza costituita dal vento solare che ricordiamoci trasporta con se le linee del campo magnetico solare crea delle interazioni. Il complesso di queste deforma lo spazio occupato dal campo geomagnetico nella sua parte più esterna, dando alla magnetosfera una forma asimmetrica, schiacciata nella parte esposta direttamente al Sole (dimensioni di circa 10 raggi terrestri) e allungata nella parte contrapposta al Sole (dimensioni molto maggiori, 100 raggi terrestri, in certe condizioni fino a migliaia). Nelle animazioni che qui si mostrano potete vedere una visione pittorica che mostra la struttura del campo magnetico e una simulazione del comportamento dinamico al variare delle caratteristiche del plasma trasportato nel vento solare, caratteristiche che dipendono principalmente dalla sua velocità, dalla sua composizione e densità e dalle caratteristiche del campo magnetico solare trasportato. Comportamento dinamico File: ion-ms-jan_1

4 Vento solare e magnetosfera
Il clima spaziale Vento solare e magnetosfera Il plasma intrappolato File: zc3fr2f7cr0h5 La corrente ad anello Le fasce di Van Allen e la plasmasfera In condizioni normali, in assenza cioè di grossi eventi di natura prevalentemente solare, l’interazione tra il vento solare e la magnetosfera creano una situazione in cui gran parte del plasma di origine solare raggiunge la magnetosfera esposta al sole e, come in fluido che incontra un ostacolo, scorre lungo i fianchi e in prossimità della magnetosfera, proteggendo così l’ambiente circumterrestre. Una parte piccola di questo plasma penetra all’interno attraverso gli imbuti costituiti dalle regioni polari e popola diverse regioni della magnetosfera più interna; le particelle cariche, a causa della forza di Lorentz, vengono intrappolate lungo le linee del campo magnetico compiendo un percorso elicoidale lungo di esse, come illustrato nell’animazione. Le linee del campo ruotano al ruotare della Terra lungo il suo asse e quindi le particelle intrappolate, oltre a muoversi lungo le linee del campo, ruotano intorno al pianeta, in direzioni opposte in base alla carica, generando così delle correnti che vengono chiamate correnti ad anello. Queste generano un campo magnetico che si va ad aggiungere (generalmente a sottrarre) al campo naturale generato per effetto dinamo. Inoltre le particelle cariche si strutturano in due fasce distinte, denominate fasce di radiazione o fasce di Van Alllen, costituite da flussi di particelle molto intensi, in parte generati dall’accumulo di plasma proveniente dal vento solare, in parte generati dall’interazione degli strati alti dell’atmosfera con raggi cosmici di origine galattica e di alta energia. La fascia più interna contiene principalmente protoni di alta energia e si estende dall’equatore a circa 30° in latitudine con altezze che variano da 1000 a Km. La fascia più esterna contiene principalmente elettroni di alta energia si trova a un altitudine tra i e i Km e si estende fino a latitudini di 60°. Essendo regioni ricche di particelle cariche sono pericolose per gli astronauti e per i satelliti che le attraversano. Per questo motivo quando si pianificano le orbite su cui posizionare satelliti artificiali si cerca di minimizzare o di evitare del tutto il passaggio di tali regioni.

5 Il clima spaziale Vento solare e magnetosfera
La riconnessione magnetica Nella parte frontale Nella coda geomagnetica File: 563_Cluster_magnetic-reconnection_2013_500 File: w8tulelr20mbf C’è una interazione ancora più profonda che ha come fattore comune il campo magnetico attraverso un fenomeno che abbiamo già visto all’opera sul Sole, ossia la riconnessione magnetica; in questo caso sono le line del campo magnetico interplanetario si riconnettono con quelle del campo geomagnetico nella parte di magnetosfera che guarda il Sole, ciò accade in particolari condizioni (componenti dei campi lungo l’asse verticale di segno opposto) e comporta l’ingresso del plasma di origini solare all’interno della magnetosfera. Nell’animazione artistica utilizzata per illustrare uno dei fini della missione CLUSTER (lancio nel fine prevista 2016) dell’ESA (una costellazione di 4 satelliti utilizzati proprio per ricostruire spazialmente questo e altri fenomeni che avvengono nella magnetosfera e nelle sue immediate vicinanze) vediamo in dettaglio ciò che accade: le linee del campo magnetico interplanetario giungono in prossimità delle linee del campo geomagnetico con polarità opposta, avviene la riconnessione e le linee del campo geomagnetico fluiscono lungo i fianchi della magnetosfera verso la coda. In questo modo si apre un varco di ingresso per il plasma interplanetario che penetra all’interno della magnetosfera e, tramite un complesso sistema di correnti, giunge a popolare gli strati più interni e ad accumularsi principalmente nella regione della coda geomagnetica, la parte della magnetosfera con esposizione opposta rispetto al Sole. Se il fenomeno si protrae per un tempo adeguatamente lungo, l’accumulo di cariche provoca dei fenomeni di instabilità che portano al verificarsi della riconnessione nella coda, l’eiezione di parte del plasma all’interno di quella che viene chiamata una bolla magnetica o plasmoide e la ricomposizione di linee del campo geomagnetico più corte con una popolazione di cariche notevolmente maggiore. Queste cariche in eccesso, intrappolate nelle line del campo e fortemente accelerate si avvicinano verso terra provocando la ionizzazione e conseguente emissione di fotoni dalle molecole che popolano gli strati alti (principalmente ossigeno - colore verde) dell’atmosfera e dando luogo al fenomeno delle aurore boreali (e australi), come illustrato nella animazione e nella imagine. Le aurore File: NASA - Magnetic Reconnection

6 Il clima spaziale Influenze sui satelliti artificiali
Tutti i satelliti artificiali possono essere fortemente influenzati dall’ambiente in cui si trovano. Le condizioni che un satellite incontra dipendono fortemente dalla sua orbita. I satelliti che orbitano intorno alla Terra possono viaggiare incontrando le particelle di alta energie che si trovano nelle fasce di radiazione (o di Van Allen) o il gas ionizzato presente nella ionosfera (lo strato confinante con le fasce di radiazione più interne che si estende da 60 a 450 Km di altezza ove si trovano principalmente gli ioni generati dalla fotoionizzazione solare). L’ambiente che un satellite attraversa durante il suo periodo di funzionamento può fortemente influenzare i componenti di bordo. Gli effetti a breve termine includono rischi come il malfunzionamento delle memorie elettroniche e la conseguente perdita di dati. Nei casi estremi l’intero satellite può venire perduto. Lo spazio stesso è estremamente variabile e dipende fortemente dagli eventi legati al clima spaziale. L’immagine illustra alcuni dei tanti rischi che corrono i satelliti artificiali durante il loro periodo di esercizio e gli effetti che ognuno dei fenomeni può provocare. La mappa dei satelliti mostra alcuni satelliti del passato in base alle funzioni che svolgono o hanno svolto. Mancano dagli esempi i satelliti per uso militare. I satelliti lanciati finora nello spazio a partire dal primo Sputnik (1957) sono oltre 7000.

7 Il clima spaziale Danni derivanti dall’impatto con le particelle energetiche di origine solare (SEP) Sui rivelatori ottici (CCD) Sulle memorie dei sistemi di bordo File:Halloween 2003 Solar Storms- SOHO-EIT and SOHO-LASCO Una vampata di particelle energetiche con energie fino a decine di MeV emesse dai brillamenti solari o dalla eiezione di massa coronale (CME) vengono denominate SEP. Quando queste raggiungono un satellite artificiale possono provocare seri danni al sistema, ad esempio ai sistemi elettronici di bordo o ai sistemi di approvvigionamento energetico (pannelli fotovoltaici). Molto spesso possono ridurre le capacità delle CCD, con la conseguenza di poter accorciare il tempo di esercizio di un esperimento a bordo di un satellite. Nelle immagini vengono presentati gli effetti sui sistemi di memorizzazione in termini di tasso di errori compiuti dalla memoria in coincidenza con grandi eventi (in particolare la tempesta del giorno della commemorazione della presa della Bastiglia, 14 Luglio del 2000) e l’effetto temporaneo che uno di questi eventi ha provocato su una CCD a bordo del satellite SOHO (tempesta di Halloween del 2003).

8 Il clima spaziale Danni derivanti dall’attraversamento di regioni elettricamente cariche Danni derivanti dalla espansione degli strati superiori dell’atmosfera File: rwrs710wioft Un satellite che si trova in regioni coinvolte in una tempesta geomagnetica o che attraversa le regioni dell’ovale aurorale in condizioni di particolare attività può essere danneggiato da un elevato aumento della densità di elettroni che possono creare un accumulo di cariche con la conseguente presenza occasionale di alte tensioni; queste a loro volta possono dar luogo a violente scariche che possono danneggiare sia l’elettronica di bordo che le celle solari con conseguenti malfunzionamenti o perdite di potenza. Inoltre alcuni esperimenti di tipo scientifico potrebbero non essere più effettuabili per la presenza di un ambiente elettricamente non neutro che altera anche le condizioni del plasma nello spazio intorno al satellite. Brillamenti solari molto intensi o tempeste geomagnetiche particolarmente rilevanti possono provocare il riscaldamento degli strati superiori dell’atmosfera perché le componenti energetiche da esse attivate raggiungono gli strati superiori dell’atmosfera riscaldando gli elementi che la popolano, provocandone così un’espansione. I satelliti che utilizzano orbite molto basse (qualche centinaio di Km) si trovano così in un ambiente con densità alterate e questo provoca un maggior attrito che si oppone al loro moto con il rischio di abbassare ulteriormente la quota a cui il satellite orbita e portare alla sua distruzione per attrito negli strati via via più densi dell’atmosfera (questo è accaduto pochi giorni fa al satellite GOCE al termine del periodo di esercizio su orbite basse). Ad esempio per ‘salvare’ il telescopio Hubble sono state compiute delle manovre di accensione dei propulsori di bordo per correggere la posizione e riportare il satellite a quote più elevate che qui sono mostrate in funzione del tempo. Va ricordato il caso della prima stazione spaziale orbitante SKYLAB che non poté essere salvata perché non si fece in tempo a rifornirla di carburante e fu perso nel lontano 1979 proprio a causa dell’aumento di attrito e alla conseguente perdita di quota. Questa è una delle locandine che giravano per il Johnson Space Center della NASA e che ironicamente annunciavano l’evento.

9 Il clima spaziale Influenze delle variazioni che avvengono nella ionosfera sulle attività umane Nella prima immagine vediamo come la ionosfera è posizionata rispetto agli strati dell’atmosfera e vediamo anche come le attività umane e i fenomeni naturali siano distribuiti all’interno di questi strati. La ionosfera è debolmente ionizzata; il grado di ionizzazione cresce con l’altezza al suo interno questo principalmente a causa del fatto che con la quota decresce la densità del gas neutro. La ionosfera quieta è formata da diversi strati ognuno con caratteristiche proprie che variano principalmente con la densità del gas neutro presente in essi, con la composizione, con l’incidenza della radiazione solare diretta e la fotochimica ad essa legata. Il picco della densità elettronica si trova nel cosiddetto strato F2 a circa Km di altezza. A latitudini più elevate la ionizzazione può avvenire a quote intorno ai 100 Km nel cosiddetto strato E (chiamato anche regione della dinamo a causa della precipitazione di particelle di alta energia). A causa dell’alta conducibilità presente a queste altezze le correnti ionosferiche vengono generate da campi elettrici accoppiati con la magnetosfera soprastante e con il vento solare. Le correnti elettriche che fluiscono a circa 100 Km di latitudine modificano il campo geomagnetico, producono effetti dovuti alle differenze di potenziale che inducono a terra (i cosiddetti GIC) e riscaldano le regioni della ionosfera e della termosfera come una stufetta elettrica e questo può portare ad avere effetti di decelerazione sui satelliti posti nelle orbite basse (LEO o Low Earth Orbit). Il forte accoppiamento da una parte con la radiazione solare diretta e dall’altra con il vento solare in particolari condizioni e che costituiscono le maggiori sorgenti degli effetti di ionizzazione, fa si che la ionosfera agisca come un trasformatore e un catalizzatore degli effetti del clima spaziale osservabili nell’ambiente in cui operano i satelliti artificiali e nei sistemi ad alto contenuto tecnologico che operano nello spazio e sulla superficie terrestre. Nella seconda immagine sono riassunti gli effetti principali.

10 Il clima spaziale Un esempio: i sistemi di posizionamento globale (GNSS) I sistemi satellitari di navigazione globale (GNSS) come il GPS, il sistema russo GLONASS e il futuro sistema europeo GALILEO consistono di flotte di satelliti (da 24 a 30 a seconda dei sistemi). Poiché il satelliti attraversano le fasce esterne di radiazione a una distanza di circa Km, il loro funzionamento può essere alterato in seguito a danni provocati dalle radiazioni ivi presenti. L’effetto più importante legato al clima spaziale è l’abbassamento della qualità del segnale dovuto a effetti di propagazione che causano errori nel posizionamento indicato o che rendono i sistemi completamente inaffidabili. Così la risposta ionosferica alle variazione nel clima spaziale si ripercuotono sulla sensibilità al clima spaziale dei sistemi di navigazione. Questo perché il loro funzionamento si basa sulla misura del tempo di viaggio di un segnale radio a frequenze di circa 1,5GHz; conoscendo la velocità della luce e le orbite su cui si trovano i satelliti, si può determinare la posizione al suolo con meno di 1 metro di errore. Sia il sistema americano GPS che quello russo GLONASS (solo recentemente riportato alla piena funzionalità) sono sistemi militari aperti parzialmente all’uso civile. Il sistema europeo GALILEO (entrerà in funzione nel 2014) sarà di uso completamente civile. Ci sono molti effetti dell’ambiente circumterrestre che possono influenzare il funzionamento di questi sistemi: Impatto diretto di radiazione elettromagnetica e di particelle di elevata energia Interferenza con l’ampiezza dei segnali in presenza di aumentata emissione radio da parte del Sole Impatto ionosferico sulla propagazione dei segnali (decadimento del segnale e degrado delle sue caratteristiche)

11 Il clima spaziale L’esplorazione umana dello spazio
Al di sopra della protezione offerta dall’atmosfera terrestre e dalla magnetosfera gli esseri umani nello spazio sono esposti a radiazione di alta energia che sappiamo essere estremamente nociva per la salute. Questa radiazione include i raggi X e i raggi gamma che sono potenzialmente capaci di alterare la catena del DNA. In situazioni normali i livelli di radiazione nello spazio sono sotto i valori di rischio per astronauti all’interno di un veicolo spaziale; tali valori abbiamo visto possono però aumentare in modo repentino, come ad esempio in occasione di un brillamento solare in cui vengono emesse SEP. Un altro ulteriore rischio avviene durante le attività extraveicolari (EVA), in cui l’esposizione è mitigata dalla sola tuta spaziale; tali attività sono ad esempio abbastanza frequenti sulla ISS nelle fasi di manutenzione e di upgrade della stazione stessa. In questi casi interviene un team a terra dedicato a questa attività di monitoraggio, lo Space Radiation Analysis Group (SRAG) che ha base al controllo missione del Johnson Space Centre della NASA e che controlla in tempo reale i report sulla attività solare sia prima che durante l’attività extraveicolare e misura in tempo reale la quantità di radiazione che investe il personale impegnato in tali attività. Ad esempio nella Stazione Spaziale Internazionale (ISS) che sorvola la Terra a una altezza media di 340 Km la protezione delle linee più interne del campo magnetico terrestre fornisce uno schermo efficace; nondimeno in occasione di eventi particolarmente rilevanti agli astronauti a bordo viene richiesto di spostarsi in zone più protette della stazione stessa, previste proprio per questo genere di eventi. Nel caso delle missioni spaziali interplanetarie con equipaggio a bordo su cui le agenzie spaziali cominciano a fare investimenti in termini di ricerca e di studi di fattibilità, questo aspetto è determinante perché nello spazio interplanetario non vi sono le difese naturali che si incontrano vicino alla Terra e quindi il rischio di essere investiti da SEP, raggi gamma e raggi cosmici di alta energia e di varia provenienza diventa molto più elevato anche in virtù della durata di queste missioni che potrebbero protrarsi per anni. Un altro aspetto che sta emergendo proprio recentemente è il volo commerciale a scopo di turismo in cui la permanenza è breve ma il rischio di esposizione è legato ad aspetti assicurativi. Il grafico mostra il livello dei protoni solari energetici emessi durante eventi importanti tra il 1968 e il 1973, gli anni in cui si sono svolte le missioni spaziali sulla Luna, in particolare si può vedere che tra le missioni Apollo 16 e 17 di esplorazione sul suolo lunare c’è stato un evento estremamente importante che fortunatamente non è accaduto durante una missione perché avrebbe esposto gli astronauti a un livello di radiazioni elevatissimo (100 REM = 1 sV, dose del fondo naturale sulla Terra < 2,4 mSv/anno)

12 Il clima spaziale Effetti sull’aviazione
Al livello della superficie terrestre noi siamo protetti dalla radiazione cosmica dagli strati di aria che si trova sopra di noi. Tuttavia alle altezze di volo degli aerei subsonici e supersonici (10 e 15 Km rispettivamente o 35,000 e 57,0000 piedi) lo strato protettivo si riduce di 5 e 10 volte e la quantità di radiazione ricevuta può aumentare da 50 a 100 volte rispetto a quella che si riceve a terra. La radiazione cosmica secondaria viene prodotta nell’atmosfera terrestre dall’impatto della radiazione cosmica di origina galattica e solare ed espone direttamente gli aerei alla radiazione. La densità della radiazione cosmica secondaria varia con l’altezza. L’altezza ove essa è maggiormente concentrata coincide con la quota di crociera dei voli passeggeri. La rotta, il tempo di volo e il tipo di velivolo possono influire sulla quantità di radiazione a cui vengono esposti l’equipaggio, i passeggeri e i sistemi elettronici di bordo. Questi ultimi possono risentire degli stessi problemi che abbiamo visto esistono sui sistemi satellitari. In media in un volo transatlantico si riceve una dose aggiuntiva di radiazione corrispondente a una radiografia al torace. Oltre a questo la presenza di radiazione cosmica secondaria può interferire con molti aspetti della gestione dei voli compresi le comunicazioni, la navigazione e i sistemi avionici montati a bordo degli aerei. Gli effetti del clima spaziale in termini di protezione per gli equipaggi a bordo di aerei è entrata nella normativa europea a partire dal 2000; tale normativa raccomanda che la dose annuale di radiazione a cui si viene esposti sia compresa tra 1 e 6 msV (millisievert) e ridotta a meno di 1msV per donne in gravidanza. Misure effettuate in Europa sulle maggiori compagnie aeree hanno portato a una valutazione che l’esposizione media di equipaggio e passeggeri in un volo sia tra 1 e 15 µsV/h (microsievert per ora).

13 Il clima spaziale Effetti sull’aviazione
File: yg2jsc68w4 Nella immagine a sinistra possiamo vedere il livello di radiazione calcolato a livello planetario a un’altezza di piedi che corrisponde alla quota di crociera della maggior parte degli aerei passeggeri a lungo raggio per il Gennaio del 2005; le regioni in rosso scuro corrispondono a una esposizione di 9.43 µsV/h e sono quelle più esposte. Le regioni equatoriali che si trovano all’interno delle linee del campo geomagnetico più interno sono quelle più protette (1.81 µsV/h) Il 1956 è stato un anno importante per la storia e l’evoluzione dei trasporti perché è stato l’ultimo anno in cui il trasporto passeggeri marittimo nell’Oceano Atlantico ha prevalso su quello aereo. Nello stesso anno, il 23 Febbraio, ha avuto luogo la più intensa pioggia di raggi cosmici di origine solare mai registrata. Durante eventi di impatto degli strati alti dell’atmosfera con particelle solari di grande energia (Solar Particle Events o SPE) l’intensità della radiazioni può crescere da 100 a 1000 volte. Un volo che si trovi sotto una simile pioggia verrebbe esposto in una volta sola alla dose di radiazione accettabile per un intero anno. Alcuni esempi di dosi registrate sono: 2.27 msV (23 Febbraio 1956), 1.28 msV (29 Settembre 1989) e msV (15 Aprile 2001) contro la dose di 0.05 msV causata dai raggi cosmici di origine galattica. Oltre all’aumento dovuto agli eventi energetici, un altro fattore di variazione tra il 10% e il 50% è dovuto al ciclo solare perché durante i periodi di minima attività solare i raggi cosmici di origine galattica hanno maggiore facilità a raggiungere gli strati alti dell’atmosfera. Nell’animazione a sinistra sono mostrate le variazioni stimate nella quantità di radiazione in seguito a una tempesta solare; come si vede la fascia equatoriale è quella più protetta mentre le regioni in prossimità dei poli sono le più esposte.