Quali sono le cause dell’aurora boreale? La scienza spiegata

Ogni volta che guardi una foto di tende verdi che ondeggiano nel cielo scuro dell’Artico, stai osservando una catena di eventi iniziata a 150 milioni di chilometri di distanza, sulla superficie del Sole. Sapere cosa la provoca permette anche di prevedere quando e dove appariranno le aurore boreali.

Il Sole: dove tutto ha inizio

L’aurora boreale comincia dal Sole. La nostra stella non è una sfera di fuoco immobile. È un sistema magneticamente attivo che espelle continuamente plasma nello spazio. Questo flusso continuo di particelle cariche (perlopiù elettroni e protoni) è chiamato vento solare.

Il vento solare viaggia in genere a 300–800 km/s e raggiunge la Terra in circa 2–4 giorni. Durante eventi CME estremi, la velocità può superare 1 000 km/s e il tempo di transito scendere sotto le 24 ore. A quella distanza è invisibile e innocuo, ma trasporta un’enorme quantità di energia. Nelle giornate tranquille, il vento solare è un flusso lieve e costante. Nei periodi di attività intensa, il Sole può lanciare violente eruzioni che amplificano notevolmente il flusso e comprimono lo scudo magnetico terrestre.

Due tipi di eventi solari che provocano l’aurora

Non tutto il vento solare è uguale. L’intensità dell’aurora dipende molto dal tipo di attività solare che l’ha generato:

• Espulsioni di massa coronale (CME): Enormi eruzioni di plasma magnetizzato espulse direttamente dalla superficie del Sole. Una singola CME può contenere miliardi di tonnellate di materiale solare. Quando una CME è diretta verso la Terra, arriva in genere in 15–72 ore e produce le tempeste geomagnetiche più intense, quelle che portano l’aurora alle latitudini medie. Le CME sono gli eventi di punta che portano l’aurora boreale in città come Londra, Chicago o Berlino.
• Flussi di vento solare ad alta velocità: Le regioni del Sole chiamate buchi coronali rilasciano un flusso di vento solare più veloce e continuo. Questi flussi ruotano con il periodo di 27 giorni del Sole, perciò possono ripresentarsi in modo prevedibile. Producono un’attività aurorale moderata e prolungata, invece di singole tempeste intense, e sono responsabili di gran parte dell’aurora di fondo visibile, settimana dopo settimana, dalle località alle alte latitudini.

Lo scudo magnetico terrestre: la magnetosfera

Se il vento solare colpisse direttamente la superficie terrestre, le conseguenze per la vita sarebbero gravi. Il campo magnetico terrestre, generato dalle correnti convettive nel nucleo esterno di ferro liquido del pianeta, crea invece una bolla protettiva chiamata magnetosfera.

La magnetosfera devia la maggior parte del vento solare intorno al pianeta: si comprime sul lato esposto al Sole (fino a circa 10 raggi terrestri) e si allunga in una lunga coda sul lato notturno (estendendosi per centinaia di raggi terrestri). Questa forma asimmetrica è causata dalla pressione costante del vento solare che spinge contro di essa.

Quando lo scudo si apre: la riconnessione magnetica

Il vento solare trasporta un proprio campo magnetico. Quando questo campo è orientato verso sud, in direzione opposta al campo terrestre rivolto a nord al confine sul lato diurno, entra in gioco un processo chiamato riconnessione magnetica . Le linee di campo opposte si fondono e si spezzano, liberando un’enorme quantità di energia e aprendo canali temporanei che permettono alle particelle solari di riversarsi nella magnetosfera.

Queste particelle vengono quindi accelerate lungo le linee del campo magnetico terrestre verso le regioni polari, dove le linee convergono e penetrano nell’atmosfera. Ecco perché l’aurora appare in anelli attorno ai poli magnetici anziché distribuirsi uniformemente su tutto il cielo.

L’ovale aurorale

La regione in cui le aurore si verificano regolarmente è chiamata ovale aurorale — una zona ad anello centrata sul polo magnetico terrestre, situata di norma intorno ai 65–72 gradi di latitudine magnetica. Dal suolo, questa zona appare come una fascia che circonda le regioni polari.

In condizioni tranquille, l’ovale aurorale rimane vicino ai poli magnetici ed è visibile soprattutto da luoghi come Tromsø, Fairbanks e Yellowknife. Quando arriva una tempesta geomagnetica e l’indice Kp aumenta, l’ovale si espande verso l’equatore. Con Kp 7 può raggiungere la Scozia e Seattle. Con Kp 9, il livello registrato nel maggio 2024, può arrivare fino alla Spagna e al Texas.

Un’importante precisazione: la latitudine magnetica non coincide con quella geografica. Il polo nord magnetico terrestre è dislocato rispetto al polo nord geografico. Si sta spostando rapidamente: nel 2025 si trova a circa 86°N, 164°E nell’Oceano Artico, dopo aver superato il polo geografico e essersi spostato verso la Siberia (secondo il World Magnetic Model 2025, gestito da NCEI e dal British Geological Survey). Ciò significa che Edimburgo (56°N di latitudine geografica) ha una latitudine magnetica di circa 58°, mentre Mosca (56°N di latitudine geografica) si trova a soli circa 52° di latitudine magnetica. Edimburgo vede l’aurora molto più spesso di Mosca, nonostante le identiche latitudini geografiche.

La collisione: come si produce effettivamente la luce

È qui che nasce lo spettacolo visivo. Quando gli elettroni accelerati percorrono le linee del campo magnetico e raggiungono l’alta atmosfera, a circa 80–300 km di altitudine, collidono con atomi e molecole di ossigeno e azoto.

Queste collisioni trasferiscono energia agli atomi del gas, portando i loro elettroni a livelli energetici superiori: una condizione chiamata eccitazione. Un atomo eccitato è instabile. Nel giro di microsecondi o secondi, rilascia l’energia in eccesso sotto forma di un fotone di luce e l’elettrone ritorna al suo stato normale. Milioni di queste collisioni, che avvengono simultaneamente su centinaia di chilometri di cielo, producono le tende luminose, gli archi e i raggi che chiamiamo aurora.

Il colore specifico della luce emessa dipende interamente dal gas eccitato e dall’altitudine alla quale avviene la collisione: per questo un’aurora è una mappa leggibile della chimica atmosferica.

Perché le aurore hanno colori diversi

I colori dell’aurora non sono casuali. Sono un’impronta precisa della chimica atmosferica e dell’altitudine. Ogni gas emette specifiche lunghezze d’onda della luce quando viene eccitato, mentre la densità atmosferica cambia con l’altitudine e influisce sul tempo durante il quale gli atomi rimangono eccitati prima di emettere i fotoni.

Aurora verde: lo spettacolo caratteristico

Il verde è di gran lunga il colore aurorale più comune perché è prodotto dagli atomi di ossigeno eccitati a 90–150 km di altitudine, nella parte più densa della zona aurorale. Quando torna allo stato eccitato, l’ossigeno emette un fotone verde brillante a 557.7 nanometri. È a questa altitudine che l’atmosfera assorbe la maggior parte degli elettroni che alimentano l’aurora, rendendo il verde il colore dominante in quasi tutti gli spettacoli aurorali del mondo.

Aurora rossa: il bagliore ad alta quota

Oltre i 300 km, l’ossigeno è ancora presente, ma la densità atmosferica è estremamente bassa. A questa altitudine, gli atomi di ossigeno eccitati hanno il tempo di emettere un fotone rosso a 630 nanometri prima di collidere con un altro atomo. Poiché l’atmosfera è così rarefatta, l’aurora rossa richiede un intenso bombardamento di particelle, in genere durante tempeste con Kp 6+. Spesso appare come un bagliore cremisi diffuso sopra le principali tende verdi, oppure come un’intensa fiammata rossa nel cielo durante gli eventi più forti.

Viola e blu: l’azoto al bordo inferiore

Il bordo inferiore delle tende aurorali presenta spesso una frangia viola o violetta ben distinta. È prodotta da molecole di azoto ionizzate a circa 100 km di altitudine. L’azoto emette una combinazione di lunghezze d’onda blu e rosse che, viste insieme, appaiono viola. Quando osservi un bordo inferiore netto e colorato in uno spettacolo aurorale, stai guardando il limite in cui gli elettroni in arrivo vengono fermati dall’atmosfera più densa sottostante.

Rosa: il colore visibile più raro

Quando il bombardamento di particelle è abbastanza potente da spingersi sotto i 100 km, prevalgono le molecole di azoto, che emettono luce rosa-rossa. Il rosa alla base delle tende è un segnale affidabile di una tempesta intensa, in genere con Kp 7 o superiore. Durante l’evento G5 del maggio 2024, osservatori in Scandinavia e nel Canada settentrionale hanno segnalato vivide frange rosa e magenta, diverse da qualsiasi cosa si fosse vista da anni.

L’indice Kp: misurare l’intensità delle tempeste

L’ indice Kp è la misura standard delle perturbazioni geomagnetiche, su una scala da 0 a 9. Viene aggiornato ogni tre ore usando i dati di 13 stazioni magnetometriche in tutto il mondo. Per chi va a caccia di aurore, il Kp è l’indicatore più chiaro di quanto lontano dai poli l’aurora sarà visibile in una determinata notte.

Un Kp più alto significa che l’ovale aurorale si è espanso più verso l’equatore. Kp 5 è classificato come una tempesta geomagnetica minore e porta l’aurora in luoghi come Edimburgo e Juneau. Kp 7 raggiunge Londra e Chicago. Kp 9, il livello registrato nel maggio 2024, ha portato l’aurora fino alla Florida, al Texas e all’Africa settentrionale.

L’indice Kp non misura la luminosità. Indica fin dove può arrivare geograficamente l’aurora, non quanto sarà spettacolare da un particolare punto di osservazione. Una sottotempesta con Kp 3 può produrre tende spettacolari e in rapido movimento per gli osservatori all’interno dell’ovale aurorale, mentre un evento prolungato con Kp 6 può apparire come un bagliore diffuso agli osservatori alle latitudini medie. Entrambi sono autentici eventi di aurora boreale, causati dalla stessa fisica fondamentale.

CME e flussi di vento solare: cosa crea le aurore migliori

Capire la differenza tra queste due forzanti solari aiuta a prevedere la qualità e la durata degli eventi aurorali prima che arrivino.

Espulsioni di massa coronale (CME)

Una CME è un’improvvisa esplosione di plasma magnetizzato proveniente dalla corona solare. Una singola CME può trasportare 10 billion tonnellate di materiale solare, che viaggia a 500–3 000 km/s. Quando arriva una CME diretta verso la Terra, comprime la magnetosfera e spesso innesca rapide e intense tempeste geomagnetiche della durata di 12–36 ore.

La variabile fondamentale al momento dell’arrivo è l’orientamento del campo magnetico della CME. Se, al suo arrivo, il campo della CME è orientato verso sud (in direzione opposta a quello terrestre), la riconnessione magnetica accelera e la tempesta si intensifica rapidamente. Ecco perché due CME di dimensioni simili possono produrre aurore molto diverse: una che arriva con un campo orientato verso nord disturba appena la magnetosfera, mentre una con un campo orientato verso sud può far salire il Kp a 8 o 9 entro poche ore dall’impatto.

Flussi di vento solare ad alta velocità

I buchi coronali, regioni scure del Sole dove il campo magnetico si apre verso lo spazio, rilasciano un flusso di vento solare più veloce e meno denso. A differenza delle CME, questi flussi sono prevedibili. Poiché il Sole ruota una volta ogni 27 giorni, è probabile che un buco coronale attivo che produce questa settimana un flusso con Kp 4–5 ne produca uno simile tra 27 giorni. Le previsioni a 27 giorni di AuroraMe usano questo schema di rotazione per segnalare i periodi con probabilità statisticamente più elevata.

L’attività generata dai flussi è più moderata e prolungata: mantiene attiva l’aurora nell’ovale aurorale per giorni, anziché produrre un’unica intensa ondata.

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Aurora australe: lo specchio del sud

Tutto ciò che abbiamo descritto sopra vale anche per l’emisfero australe. Lo stesso processo fisico, ovvero l’interazione del vento solare con la magnetosfera terrestre e l’eccitazione dei gas atmosferici, produce l’ aurora australe («alba del sud») attorno al polo magnetico meridionale, contemporaneamente all’aurora boreale nel nord.

L’aurora australe e quella boreale si verificano come immagini speculari in ovali aurorali coniugati. Durante una tempesta geomagnetica, entrambi gli ovali si espandono nella stessa misura e nello stesso momento. Sebbene l’aurora boreale sia osservata più spesso semplicemente perché alle alte latitudini settentrionali vive più gente, l’aurora australe è altrettanto luminosa e colorata.

I luoghi migliori per osservare l’aurora australe sono la Nuova Zelanda meridionale (regioni di Otago e Southland), la Tasmania, l’estremità meridionale dell’Argentina (Ushuaia) e l’Antartide. Durante le tempeste più intense, l’aurora australe è stata fotografata da Melbourne e Città del Capo. AuroraMe fornisce previsioni per entrambi gli emisferi. Se stai programmando un viaggio a Queenstown o Ushuaia, valgono le stesse soglie Kp, speculari alla tua latitudine magnetica nell’emisfero australe.

Quanto durano le aurore?

La durata delle aurore varia considerevolmente a seconda di cosa ne causa l’attività:

• Esplosione di sottotempesta: 15–45 minuti di aurora intensa e in rapido movimento. È il tipo più spettacolare da osservare: raggi luminosi che attraversano il cielo, tende che si ripiegano e pulsano, colori che passano dal verde al viola. Le sottotempeste possono verificarsi anche in condizioni di Kp moderato, pari a 2–3, e sono spesso il momento clou di un viaggio alle alte latitudini per osservare l’aurora.
• Tempesta causata da CME: Una grande tempesta geomagnetica alimenta in genere l’attività aurorale per 12–36 ore, anche se la fase più intensa può durare solo 3–6 ore. Dopo l’improvviso inizio della tempesta, spesso segue un intervallo di calma prima che cominci la fase principale dell’attività.
• Attività dovuta a un flusso di vento solare: L’interazione con un flusso ad alta velocità può mantenere elevati il Kp e l’attività aurorale di fondo per 2–4 giorni, anche se di solito con un’intensità inferiore rispetto all’impatto diretto di una CME.

Dal punto di vista pratico, una volta iniziato lo spettacolo, in genere hai a disposizione 30–90 minuti di attività ottimale. Restare all’aperto un’ora intera offre un’esperienza molto diversa da una breve occhiata di 5 minuti, perché lo spettacolo continua a evolversi e la fase più spettacolare spesso arriva dopo 20–30 minuti.

Si può prevedere l’aurora?

Le previsioni aurorali a breve termine (0–3 ore) sono abbastanza accurate, con un’affidabilità superiore all’80%, perché i dati sul vento solare arrivano dal satellite DSCOVR di NOAA, situato nel punto lagrangiano L1, a circa 1.5 milioni di km dalla Terra. Questo veicolo spaziale fornisce circa 15–60 minuti di preavviso prima che il vento solare raggiunga la magnetosfera terrestre, rendendo possibili previsioni aurorali quasi in tempo reale.

Le previsioni a medio termine (1–3 giorni) dipendono dall’individuazione di una CME in partenza dal Sole. Lo Space Weather Prediction Center di NOAA monitora le CME dirette verso la Terra mediante le immagini coronografiche LASCO e calcola il tempo di arrivo in base alla velocità e alla traiettoria della CME. Queste previsioni presentano margini di errore più ampi: i tempi di arrivo sono in genere accurati entro ±7 ore, ma consentono comunque di liberare la serata e prepararsi.

Le previsioni a lungo termine (oltre 3 giorni) rimangono in gran parte statistiche. Le previsioni a 27 giorni di AuroraMe offrono indicazioni basate sulla probabilità e sul periodo di rotazione del Sole, ma gli eventi CME individuali non possono essere previsti con precisione con più di qualche giorno di anticipo. La conseguenza è chiara: le notifiche aurorali sono importanti. Gli eventi migliori si sviluppano e raggiungono il picco nel giro di poche ore. Avere configurato in anticipo un sistema di avvisi in tempo reale è la cosa più efficace che puoi fare per aumentare le probabilità di vedere l’aurora boreale.

Il ciclo solare e perché il 2026 è speciale

La frequenza delle aurore non è costante da un anno all’altro. Il Sole segue un ciclo di attività magnetica di circa 11 anni, monitorato contando le macchie solari, le aree scure sulla superficie del Sole in cui si concentra il campo magnetico. Più macchie solari significano più brillamenti ed espulsioni di massa coronale, e quindi più aurore.

Attualmente siamo nel ciclo solare 25, iniziato nel dicembre 2019. Le previsioni iniziali di NOAA e NASA indicavano un ciclo inferiore alla media. Il Sole ha smentito le previsioni. Già nel 2023, il numero di macchie solari aveva superato il massimo previsto. Il ciclo ha continuato a intensificarsi, producendo un raro andamento con doppio picco che ha prolungato l’elevata attività fino al 2026.

• Primo picco: Dalla fine del 2023 fino a metà-2024, inclusa la supertempesta G5 del maggio 2024, l’evento più intenso dal 2003
• Secondo picco: Dal 2025 al 2026, con attività persistentemente elevata, frequenti eventi CME e molteplici tempeste G3–G4
• Cosa significa in pratica: L’aurora è visibile alle latitudini medie diverse volte al mese invece che poche volte all’anno. Città come Edimburgo, Copenaghen, Helsinki e Seattle la vedono regolarmente nei periodi di attività intensa. Durante le tempeste, Londra, Berlino e Chicago la vedono diverse volte all’anno.

Il prossimo massimo solare non è previsto prima del 2036 circa. Quando l’attuale ciclo si attenuerà, probabilmente entro il 2027–2028, per anni l’aurora tornerà verso i poli. La finestra favorevole è aperta adesso.

Domande frequenti

Perché le aurore hanno colori diversi?

I colori dell’aurora dipendono dal gas atmosferico che viene eccitato e dall’altitudine. Il verde è prodotto dall’ossigeno a 90–150 km ed è il colore più comune negli spettacoli aurorali. Il rosso è prodotto dall’ossigeno oltre i 300 km, dove la rarefazione dell’atmosfera dà agli atomi il tempo di emettere luce alla lunghezza d’onda rossa più lunga: è necessaria una tempesta con Kp elevato. Il viola e il blu sono prodotti da molecole di azoto ionizzate a circa 100 km e compaiono spesso come bordo inferiore netto delle tende aurorali. Il rosa è prodotto dall’azoto sotto i 100 km ed è raro: appare solo durante tempeste estreme, quando il bombardamento di particelle penetra insolitamente in profondità nell’atmosfera.

Si può vedere l’aurora dall’equatore?

In condizioni normali, no: l’aurora richiede latitudini magnetiche superiori a circa 55 gradi. Tuttavia, durante le tempeste geomagnetiche più estreme (Kp 9, classificata G5 da NOAA), l’ovale aurorale si espande notevolmente. L’evento G5 del maggio 2024 ha prodotto avvistamenti dell’aurora fino al Texas, alla Spagna, all’Africa settentrionale e al Giappone. Eventi del genere si verificano solo poche volte per ciclo solare e non possono essere previsti con più di uno o due giorni di anticipo.

Che cos’è una CME?

Un’espulsione di massa coronale (CME) è una grande eruzione di plasma magnetizzato dalla corona solare. Una CME può contenere miliardi di tonnellate di materiale solare che viaggia a 500–3 000 km/s. Quando una CME diretta verso la Terra arriva (in genere 15–72 ore dopo l’eruzione), comprime la magnetosfera terrestre e innesca tempeste geomagnetiche. Le CME intense, classificate G3 e superiori, sono responsabili delle aurore visibili alle latitudini medie. La funzione Sun Intelligence di AuroraMe monitora le CME usando 9 feed NOAA in tempo reale e fornisce un avviso anticipato non appena viene confermata una CME diretta verso la Terra.

Quanto durano le aurore?

Dipende dalla causa. Una sottotempesta aurorale, il tipo più spettacolare da osservare, dura 15–45 minuti. Una tempesta geomagnetica causata da una CME può mantenere l’aurora per 12–36 ore, anche se la fase più intensa dura in genere 3–6 ore. L’attività dovuta ai flussi di vento solare può produrre aurore moderate e prolungate per 2–4 giorni. Dal punto di vista pratico, una volta iniziato lo spettacolo, programma di restare all’aperto almeno un’ora: le fasi più spettacolari spesso si sviluppano dopo 20–30 minuti.

Qual è la differenza tra aurora boreale e aurora australe?

L’aurora boreale si verifica attorno al polo nord magnetico terrestre. L’aurora australe si verifica contemporaneamente attorno al polo sud magnetico, come immagine speculare. Entrambe sono causate dallo stesso processo, l’interazione del vento solare con la magnetosfera terrestre, ed entrambi gli ovali si espandono nella stessa misura durante le tempeste geomagnetiche. I luoghi migliori per osservare l’aurora australe sono la Nuova Zelanda meridionale, la Tasmania, la Patagonia e l’Antartide. AuroraMe copre entrambi gli emisferi con la stessa accuratezza previsionale.

Si possono prevedere le aurore?

Sì, con un’accuratezza che varia in base all’orizzonte temporale. Le previsioni in tempo reale (0–1 ora) sono molto accurate grazie ai dati sul vento solare a monte provenienti dal veicolo spaziale di monitoraggio L1 di NOAA (DSCOVR). Le previsioni da uno a tre giorni si basano sull’individuazione delle CME e sull’analisi della loro traiettoria, con un’accuratezza sui tempi di arrivo di circa più o meno 7 ore. Oltre i 3 giorni sono possibili solo previsioni statistiche basate sulla rotazione di 27 giorni del Sole. Per questo gli avvisi contano più dei controlli quotidiani: la finestra utile per agire spesso dura solo poche ore.

Fonti

• NOAA Space Weather Prediction Center — Aurora — panoramica ufficiale del governo statunitense sulla formazione dell’aurora e sull’attività geomagnetica
• NASA Heliophysics — Magnetosphere-Ionosphere Coupling — interazione tra il campo magnetico terrestre e il vento solare
• NOAA SWPC — Planetary K-index — misura in tempo reale dell’attività geomagnetica derivata dai dati di 13 stazioni magnetometriche in tutto il mondo
• NASA — What Is the Solar Wind? — come le particelle cariche provenienti dal Sole innescano l’aurora
• Newell et al. (2014) — OVATION Prime-2013 — il modello di precipitazione aurorale usato da NOAA per le previsioni operative dell’aurora (Space Weather, AGU)
• Matzka et al. (2021) — The Geomagnetic Kp Index — descrizione scientifica di riferimento dell’indice Kp, redatta dagli enti che lo gestiscono presso GFZ Potsdam (Space Weather, AGU)
• La tempesta Gannon (2024) — osservazioni di citizen science durante la supertempesta geomagnetica G5 del maggio 2024, la più intensa dal 2003 (Geoscience Communication)
• NCEI — Wandering of the Geomagnetic Poles — monitoraggio della migrazione del polo nord magnetico terrestre, ora a ~86°N nell’Oceano Artico

Il modello della sottotempesta aurorale citato in questa guida fu descritto per la prima volta da Syun-Ichi Akasofu al Geophysical Institute dell’University of Alaska Fairbanks nel 1964, in un’opera fondamentale della fisica magnetosferica. Il concetto di ovale aurorale fu proposto da Yakov Feldstein e G.V. Starkov presso IZMIRAN (Russia) negli anni 1960. Il modello di previsione aurorale OVATION usato da NOAA fu sviluppato da Patrick Newell e colleghi presso il Johns Hopkins Applied Physics Laboratory.