Il vento solare, che fornisce alla vela magnetica l’energia propulsiva, crea nel mezzo interstellare una “bolla”, chiamata eliosfera (Figura 3.4). All’inter- no dell’emisfero il vento solare rallenta fino a raggiungere velocit`a subsoni- che ad una certa distanza limite (termination shock ); viene quindi accele- rato dall’urto attraverso il mezzo interstellare fino ai confini dell’eliosfera, l’eliopausa. HELIOPAUSE STAGNATION POINT HELIOTAIL TERMINATION SHOCK HELIOSHEAT
Z
Figura 3.4: Linee di flusso nell’Eliosfera (Axford e Suess).
La distanza dell’urto di confine non `e ben nota, e varia dal suo valore minimo vicino ad una sommit`a del Sole ad un valore pi`u che doppio all’estre- mo opposto, come mostra la Figura 3.5. Le attuali stime posizionano questa frontiera a 65 − 100 AU, e l’eliopausa a 90 − 130 AU.
BOW SHOCK
HELIOPAUSE
TERMINATION SHOCK
STREAMLINES
Figura 3.5: Linee di flusso nell’Eliosfera: dettaglio che mostra il confine Termination Shock (Axford e Suess).
3.2.1
Normale interazione con il Vento Solare
Si assume che i cambiamenti del flusso normale di vento solare avvengano su scale temporali di mesi, in conseguenza alla rotazione del Sole, e anni, per i cicli solari. Ci si aspetta che queste variazioni producano principalmente pe- riodi di transizione in cui la spinta della vela magnetica risulta incrementata o diminuita. Questo effetto non richiede ulteriore controllo attivo oltre quello normale di posizionamento. Si presume che questi disturbi sulle prestazioni della vela si attenuino rilevantemente allorquando questa raggiunga tempi di volo di molti mesi/anni.
Nell’eclittica, si assume che la velocit`a del vento solare vari da un minimo di ∼ 250 m/s ad un massimo di ∼ 800 m/s. Nella Figura 3.6 `e mostrato un intervallo pi`u caratteristico di 350 − 550 m/s rilevato dal Voyager 2. La velocit`a di ogni singola porzione del vento solare si pu`o considerare costan- te radialmente nello spazio, da una distanza pari a pochi raggi solari fino all’urto di confine (termination shock ). Al raggiungimento di questa super- ficie limite il vento solare decelera rapidamente, ma questo non sar`a preso in considerazione ai fini dell’analisi presentata in questo Capitolo. Al di so- pra dell’eclittica si ha un forte incremento della velocit`a solare (si vedano le Figure 3.7 e 3.8), che pu`o essere sfruttato per migliorare le prestazioni della
TIME (YEAR)
VOYAGER 2 – DENSITY AND SPEED
S P E E D ( K M /S ) D E N S IT Y ( g /C C )
Figura 3.6: Velocit`a e densit`a del vento solare: valori medi giornalieri osservati dal Voyager 2 tra Gennaio, 1990 e Giugno, 1993.
vela.
South Latitude, degrees
S p ee d , k m /s
Figura 3.7: Velocit`a media del vento solare rispetto alla latitudine eliografica (valori medi su 12h osservati dalla sonda Ulysses da Febbraio, 1992 a Settembre, 1994.
Nel piano dell’eclittica, la densit`a del vento solare si assume pari ad una media di 8.35 × 10−21/R2
AU. Sebbene il massimo valore della densit`a del flusso solare sia circa 1000
Figura 3.8: Velocit`a media del vento solare rispetto alla latitudine eliografica. volte pi`u grande del valore minimo (Figura 3.6), tali picchi sono transitori e si presume che le variazioni smorzino nel tempo fino ai valori medi utilizzati per le simulazioni numeriche
3.2.2
Interazione con Fiamme ed Esplosioni Solari
La magnetosfera prodotta dalla vela magnetica fornir`a una certa schermatu- ra dalla radiazioni solari, dato che `e in grado di deflettere le particelle cariche a bassa energia (principalmente protoni) del vento solare. Durante i periodi di pi`u intensa attivit`a solare, come in presenza di fiamme solari e espulsioni di massa coronale, la massa e la densit`a del vento solare possono aumenta- re enormemente. La maggior parte delle particelle cariche a bassa energia
continua ad essere riflessa dalla vela magnetica fino a quando questa non col- lassa, cio`e fintanto che la pressione magnetica al centro della vela, B2
m/2µ0,
rimane maggiore della pressione dinamica del flusso di plasma solare, ρV2/2
(dove Bm `e l’intensit`a del campo magnetico al centro della vela, ρ e V sono
rispettivamente la densit`a e la velocit`a del vento solare).
Molti dati sulle variazioni del vento solare sono disponibili grazie ai rileva- menti svolti dalle sonde Ulysses e Voyager. La pi`u alta velocit`a misurata dall’Ulysses `e stata di 1000 km/s ad una latitudine eliografica di circa 20 gradi sud (Figure 3.7 e 3.8), quasi doppia del valore che sar`a utilizzato in questo studio. All’eclittica, la velocit`a del vento solare osservata dal Voya- ger 2 (Figura 3.6) non supera i 600 km/s, valore superiore a quello che sar`a considerato di circa il 25%. Dalla Figura 3.9 `e evidente che il campo magne-
0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
Solar Wind Density
(times normal 1 AU value of 8.35e-21 kg/m^3)
S o la r W in d V e lo c it y ( ti m e s n o rm a l 1 A U o f 4 8 0 k m /s )
Magsail pressure Exceedes Solar Wind Pressure Magsail Field Intact
Solar Wind Pressure Exceedes Magsail pressure Magsail Field Collapses
Figura 3.9: Pressione del vento solare confrontata con la pressione magnetica della vela, ( N/m2) in funzione della velocit`a e densit`a del vento solare.
tico della vela rimarr`a intatto nella maggior parte delle situazioni operative prevedibili. La pressione magnetica della vela `e generalmente maggiore della pressione del vento solare che deflette.
Il collasso del campo magnetico pu`o avvenire solo in periodi di intensa atti- vit`a solare, quando la vela `e molto vicina al Sole, e/o ad alte latitudini solari entro l’orbita di Venere (nel passato latitudini vicine ai 20 gradi sono sta- te particolarmente attive). In queste situazioni, la pi`u alta pressione solare causer`a il collasso del campo magnetico sferico della vela in un ridotto cam- po toroidale, capace solo di deflettere una porzione molto piccola del vento solare vicino all’anello magnetico.
3.2.3
Operazioni in prossimit`a del Sole
Come visto sopra il campo della vela magnetica pu`o collassare in operazioni molto prossime al Sole, vicino a Mercurio o ad alte latitudini solari. Inol- tre, se la vela magnetica si avvicina al Sole oltre 0.208 AU, la temperatura della superficie esterna dell’isolante protettivo (MLI) pu`o superare i 400◦C
rischiando il deterioramento. In normali applicazioni, partendo da orbite cir- colari ad 1 AU, la vela magnetica non `e in grado di abbassare il periasse oltre 0.50 AU prima di acquisire l’energia sufficiente per la fuga dal Sistema Solare; tuttavia l’utilizzo di ulteriori tecnologie propulsive (gravitational assist) pu`o permettere di spedire una vela magnetica all’interno dell’orbita di Mercurio a 0.39 AU.