LE PERTURBAZIONI DELLA MAGNETOSFERA
La causa della fase iniziale di una tempesta geomagnetica si può associare ad un aumento di intensità del vento solare in corrispondenza di forti brillamenti o CME (dall'inglese Coronal Mass Ejection che significa emissioni di massa coronale), con una conseguente maggiore compressione del campo geomagnetico; questa compressione delle linee di forza genera l'aumento della componente orizzontale. La fase principale di una tempesta magnetica si può immaginare causata dall'intensificarsi della 'corrente anulare', una corrente elettrica che circonda la Terra in senso orario causata da un 'drift' di protoni ed elettroni nelle cosiddette fasce di Van Allen. La fase di recupero, invece, è costituita da un lento processo di perdita di queste stesse cariche (per urto con l'atmosfera neutra sottostante) con corrispondente attenuazione della corrente anulare stessa.

Brillamenti del Sole ripresi dalla sonda SOHO

Il campo interplanetario, in particolare la sua componente parallela al dipolo terrestre, si trova ad interagire direttamente nel piano dell'eclittica con il campo geomagnetico, gioca un ruolo fondamentale nello sviluppo della fase principale della tempesta. Se il campo interplanetario si trova ad avere una sua componente parallela con il campo terrestre con la stessa intensità ma verso opposto, il campo magnetico totale risulterà nullo alla magnetopausa.
L'evidente conseguenza della creazione di una zona neutra è quella dell'annullamento dello schermo del campo geomagnetico al fronte del vento solare, che ha così la possibilità di penetrare all'interno della magnetosfera. Questo fenomeno permette l'apertura della magnetosfera, consentendo di spiegare come vengono alimentate le cinture di radiazione di Van Allen e di come particelle del vento solare possano penetrare fino a basse quote nell'atmosfera terrestre. Se invece, il campo magnetico interplanetario non ha una direzione favorevole, ad esempio se il suo verso è esattamente coincidente con quello del campo terrestre, la magnetosfera resterà chiusa e non ci sarà ingresso di particelle solari.


La magnetosfera perturbata

Molte altre variazioni temporali nella magnetosfera sono espressione delle relazioni Sole-Terra. Le 'baie', ad esempio sono delle variazioni che compaiono sulle tracce dei magnetogrammi come delle insenature su una carta geografica, durano circa due-tre ore e la loro ampiezza aumenta a latitudini elevate. Il fisico svedese Birkeland, esaminando il loro comportamento alle alte latitudini, le chiamò tempeste magnetiche polari in quanto, appunto, particolarmente evidenti alle latitudini elevate a differenza delle altre che avevano un carattere planetario.

Oggi questi fenomeni vengono chiamati sottotempeste (dall'inglese substorm) riflettendo la loro minore importanza rispetto alle classiche tempeste planetarie. Le sottotempeste polari sono inquadrate nella complessa fenomenologia aurorale e vengono oggi interpretate come fenomeni impulsivi, di breve durata, qualcosa di simile ad un analogo terrestre dei brillamenti solari. Secondo le più recenti vedute, le connessioni esistenti tra aurore polari e sottotempeste, indicano anche una loro causa comune; gli elettroni altamente energetici, che sono iniettati lungo le linee di forza del campo quando il vento solare penetra la magnetosfera aperta, raggiungono la ionosfera polare; qui, oltre a eccitare le molecole dell'alta atmosfera, generando il fenomeno aurorale, formano un fascio di plasma che viene chiamato elettrogetto aurorale, che a sua volta genera il fenomeno magnetico della sottotempesta. Alle basse latitudini le sottotempeste assumono la forma delle baie o di una serie di baie.

Tempeste, sottotempeste e baie magnetiche, sono indicazioni di uno stato generale di perturbazione della magnetosfera che può durare da qualche ora a qualche giorno e che coinvolge ampie aree lontane fra loro anche decine di migliaia di km.
Molti modelli teorici, alcuni dei quali notevolmente complessi, tentano di rendere conto di tutta la fenomenologia legata alle aurore e alle sottotempeste magnetiche; in molti modelli si considera anche un possibile coinvolgimento del plasma dello strato neutro, che è presente in grande quantità nella coda magnetosferica. Secondo questi modelli teorici nella coda avviene di conseguenza un processo di interconnessione simile a quello che ha luogo dalla parte diurna magnetosferica; l'energia liberata viene trasferita al plasma dello strato neutrale spingendolo in zona aurorale.

Questa situazione causa una ionizzazione con conseguente elevata conducibilità ionosferica lungo l'ovale aurorale, in particolare nel settore notturno. Questo stato di attività nella magnetosfera viene evidenziato dalla formazione di due sistemi di corrente: il primo che parte dal vento solare e scende lungo le linee di forza del campo a chiudersi nella ionosfera polare, dove poi fluisce in un piano orizzontale; ed il secondo che dalla ionosfera polare stessa fluisce lungo le linee di forza che si estendono lungo la coda sino allo strato neutrale. L'aurora e gli effetti magnetici delle sotto tempeste sono tutti collegati all'esistenza di questo complesso stato dinamico della magnetosfera.

Da molti anni ormai, per quantificare lo stato di perturbazione della magnetosfera, si sono introdotti degli indici che a partire da una situazione di riferimento magneticamente calma, ne riportano le deviazioni. Gli indici più noti sono i K, ma esistono molti altri indici come quelli aurorali, specifici per studi ad alta latitudine, o quelli che si riferiscono specificamente allo studio della corrente anulare. Uno dei compiti fondamentali di ogni Osservatorio geomagnetico è fornire gli indici di propria competenza alla comunità scientifica che studia questi fenomeni.

Le aurore boreali sono uno degli effetti delle tempeste magnetiche legate all'attivitą solare