Vento Solare

Il vento solare è un flusso di plasma rilasciato dall'alta atmosfera del Sole. È costituito principalmente da elettroni, protoni e particelle alfa con energie generalmente comprese tra 1,5 e 10 keV. Il flusso di particelle varia in densità, temperatura e velocità nel tempo e nella longitudine solare. Queste particelle possono sfuggire alla gravità del Sole a causa della loro elevata energia, dell'elevata temperatura della corona e dei fenomeni magnetici, elettrici ed elettromagnetici in essa contenuti.

Il vento solare è diviso in due componenti, rispettivamente denominate vento solare lento e vento solare veloce. Il vento solare lento ha una velocità di circa 400 km/s, una temperatura di 1,4–1,6×10e6 K e una composizione che si avvicina molto alla corona. Al contrario, il vento solare veloce ha una velocità tipica di 750 km/s, una temperatura di 8×10e5 K e corrisponde quasi alla composizione della fotosfera del Sole. Il vento solare lento è due volte più denso e di intensità più variabile del vento solare veloce. Il vento lento ha anche una struttura più complessa, con regioni turbolente e strutture su larga scala.

Flusso radio solare a 10.7 cm

Il flusso radio solare a 10,7 cm (2800 MHz) è un eccellente indicatore dell'attività solare. Spesso chiamato indice F10.7, è uno dei record di attività solare più longevi. Le emissioni radio F10.7 hanno origine in alto nella cromosfera e in basso nella corona dell'atmosfera solare. L'F10.7 si correla bene con il numero di macchie solari e con un numero di record di raggi ultravioletti (UV) e di irraggiamento solare visibile. Riportato in "unità di flusso solare", (s.f.u.), l'F10.7 può variare da meno di 50 s.f.u., a oltre 300 s.f.u., nel corso di un ciclo solare.

Brillamenti Solari

Un brillamento solare è un improvviso lampo di luminosità osservato sulla superficie del Sole o sul ramo solare, che viene interpretato come un grande rilascio di energia fino a 6 × 10e25 joule di energia. Sono spesso, ma non sempre, seguite da una colossale espulsione di massa coronale. Il bagliore espelle nello spazio nubi di elettroni, ioni e atomi attraverso la corona del sole. Queste nuvole in genere raggiungono la Terra un giorno o due dopo l'evento.

I brillamenti solari colpiscono tutti gli strati dell'atmosfera solare (fotosfera, cromosfera e corona), quando il mezzo plasmatico viene riscaldato a decine di milioni di kelvin, mentre gli elettroni, i protoni e gli ioni più pesanti vengono accelerati vicino alla velocità della luce. Producono radiazioni in tutto lo spettro elettromagnetico a tutte le lunghezze d'onda, dalle onde radio ai raggi gamma, sebbene la maggior parte dell'energia sia diffusa su frequenze al di fuori del campo visivo e per questo motivo la maggior parte dei bagliori non sono visibili ad occhio nudo e devono essere osservato con strumenti speciali. I bagliori si verificano nelle regioni attive intorno alle macchie solari, dove intensi campi magnetici penetrano nella fotosfera per collegare la corona all'interno solare. I bagliori sono alimentati dal rilascio improvviso (scale temporali da minuti a decine di minuti) di energia magnetica immagazzinata nella corona. Gli stessi rilasci di energia possono produrre espulsioni di massa coronale (CME), sebbene la relazione tra CME e brillamenti non sia ancora ben stabilita.

La frequenza di occorrenza dei brillamenti solari varia, da diversi al giorno quando il Sole è particolarmente "attivo" a meno di uno alla settimana quando il Sole è "tranquillo", seguendo il ciclo di 11 anni (il ciclo solare). I grandi bagliori sono meno frequenti di quelli più piccoli.

Classificazione

I brillamenti solari sono classificati come A, B, C, M o X in base al flusso di picco (in watt per metro quadrato, W/m2) di raggi X da 100 a 800 picometri vicino alla Terra, misurato sulla sonda GOES.

Una precedente classificazione dei bagliori si basa su osservazioni spettrali Hα. Lo schema utilizza sia l'intensità che la superficie di emissione. La classificazione in intensità è qualitativa, riferendosi ai brillamenti come: (f)aint, (n)ormal o (b)rilliant. La superficie di emissione è misurata in termini di milionesimi di emisfero ed è descritta di seguito. (L'area totale dell'emisfero AH = 6,2 × 1012 km2.)

Macchie Solari

Le macchie solari sono fenomeni temporanei sulla fotosfera del Sole che appaiono visibilmente come macchie scure rispetto alle regioni circostanti. Corrispondono a concentrazioni di campo magnetico che inibiscono la convezione e determinano una temperatura superficiale ridotta rispetto alla fotosfera circostante. Le macchie solari di solito compaiono in coppia, con membri di coppia di polarità magnetica opposta. Il numero di macchie solari varia in base al ciclo solare di circa 11 anni.

Le popolazioni di macchie solari aumentano rapidamente e diminuiscono più lentamente su un ciclo irregolare di 11 anni, sebbene siano note variazioni significative nel numero di macchie solari che frequentano il periodo di 11 anni in periodi di tempo più lunghi. Ad esempio, dal 1900 agli anni '60, la tendenza dei massimi solari del conteggio delle macchie solari è stata al rialzo; dagli anni '60 ad oggi è leggermente diminuito. Negli ultimi decenni il Sole ha avuto un livello medio di attività delle macchie solari decisamente alto; è stato attivo per l'ultima volta in modo simile oltre 8.000 anni fa.

Il numero di macchie solari è correlato all'intensità della radiazione solare nel periodo dal 1979, quando sono diventate disponibili le misurazioni satellitari del flusso radiativo assoluto. Poiché le macchie solari sono più scure della fotosfera circostante, ci si potrebbe aspettare che più macchie solari porterebbero a una minore radiazione solare e una costante solare ridotta. Tuttavia, i margini circostanti delle macchie solari sono più luminosi della media e quindi più caldi; nel complesso, più macchie solari aumentano la costante o luminosità solare del Sole. La variazione causata dal ciclo delle macchie solari alla produzione solare è relativamente piccola, dell'ordine dello 0,1% della costante solare (un intervallo da picco a minimo di 1,3 W/m2 rispetto a 1366 W/m2 per la costante solare media).

Planetario stimato

Il K-index quantifica i disturbi nella componente orizzontale del campo magnetico terrestre con un numero intero compreso tra 0 e 9 con 1 calmo e 5 o più che indicano una tempesta geomagnetica. È derivato dalle fluttuazioni massime delle componenti orizzontali osservate su un magnetometro durante un intervallo di tre ore. L'etichetta K deriva dalla parola tedesca Kennziffer che significa "cifra caratteristica". Il K-index è stato introdotto da Julius Bartels nel 1938.

L'indice Kp planetario stimato di 3 ore è derivato dal NOAA Space Weather Prediction Center utilizzando i dati dei seguenti magnetometri a terra:

• Sitka, Alaska
• Meanook, Canada
• Ottawa, Canada
• Fredericksburg, Virginia
• Hartland, UK
• Wingst, Germany
• Niemegk, Germany
• Canberra, Australia

Questi dati sono resi disponibili grazie agli sforzi di cooperazione tra SWPC e fornitori di dati in tutto il mondo, che attualmente comprende l'US Geological Survey, il Natural Resources Canada (NRCAN), il British Geological Survey, il German Research Center for Geosciences (GFZ) e Geoscienze Australia. Importanti osservazioni del magnetometro sono fornite anche dall'Institut de Physique du Globe de Paris e dal Centro meteorologico spaziale coreano. Le osservazioni K-index vengono emesse quando gli indici Kp stimati dal NOAA più alti previsti per un giorno sono K = 5, 6, 7 o > = 8 ed è riportato in termini di scala NOAA G. Gli avvisi sull'indice K vengono emessi quando sono previsti indici Kp stimati dalla NOAA di 4, 5, 6 e 7 o superiori. Gli avvisi K-index vengono emessi quando gli indici Kp stimati dalla NOAA raggiungono 4, 5, 6, 7, 8 o 9.