Attività Solare

Il Sole è la stella centrale del nostro sistema planetario ed intorno ad esso ruotano i nove pianeti conosciuti, ha un'età di circa 5 miliardi di anni, ciò significa che ha compiuto sino ad ora poco più di 22 rivoluzioni galattiche. Nulla si conosce sul nucleo solare, perciò le indagini si limitano alla fotosfera, che è la parte luminosa a noi visibile e all'atmosfera che la circonda. La struttura solare si può chematizzare così: Nucleo - Fotosfera (con macchie e facole) - Atmosfera (cromosfera e corona solare). Grazie al Satellite SOHO (attivo dal 1996) la luce solare può essere analizzata con tecniche un tempo impensabili, ciò permette di trovare conferme o nuove idee sulla struttura interna, sull'attività e sulla dinamica superficiale del Sole. Con questa sezione cerchiamo di raccogliere grazie alle elaborazioni del satellite SOHO fornite dall' Esa and Nasa Solar Project, le più aggiornate ed importanti risorse sull'attività solare.


Immagini dell'Atmosfera Solare

Immagini solari dalla sonda SOHO in diverse lunghezze d'onda

EIT 304 EIT 171 EIT 195 EIT 284
EIT 304 - Materiale Brillante tra 60/80000°K EIT 171 - Materiale Brillante ad 1 milione di °K EIT 195 - Materiale Brillante a 1,5 milione di °K EIT 284 - Materiale Brillante a 2 milioni di °K

EIT è una sigla che deriva da "Extreme ultraviolet Imaging Telescope" ovvero immagini riprese dalla sonda SOHO a diverse lunghezze d'onda misurate in Angstrom (A) " 1 A = 10 alla -10 metri". EIT 304 si riferisce all'immagine ripresa a 304 Angstrom - il materiale chiaro si trova ad una temperatura tra 60000 e 80000 gradi Kelvin. EIT 171 rilevata con lunghezza d'onda di 171 Angstrom materiale chiaro a 1 milione di gradi Kelvin, EIT 195 a circa 1,5 milioni di gradi Kelvin ed infine EIT 284 a 2 milioni di gradi Kelvin. Maggiore è la temperatura, più alta è la zona dell'atmosfera solare che stai guardando.



Macchie Solari e Corona - Immagini MDI e LASCO

HMI Continuum HMI Magnetogram LASCO C2 LASCO C3
HMI Continuum - Macchie Solari HMI Magnetogram - Campo Magnetico nella Fotosfera per individuare le polarità LASCO C2 LASCO C3

MDI è una sigla che stà per "Michelson Doppler Imager" - MDI Continuum riprende immagini nella linea del NiL a lunghezza d'onda di 6768 Angstrom, si utilizza per individuare le macchie solari e le immagini sono molti simili a come appare il Sole nella parte visibile dello spettro. MDI Magnetogram mostra il campo magnetico nella fotosfera solare con i bianchi e neri che indicano polarità opposte. LASCO invece stà per "Large Angle Spectrometric Coronagraph" e può riprendere immagini della corona solare bloccando la luce che arriva direttamente dalla superficie del Sole con un disco occultatore, creando così un'eclisse artificiale. La posizione del disco solare è indicata nell'immagine da un cerchio bianco.


Andamento Macchie Solari

Grafici Storici e Previsioni sul numero di Macchie Solari

Macchie Solari Correnti Archivio Macchie Solari
Macchie Solari Correnti e previsione prossimi anni Archivio Macchie Solari dal 1750 ad oggi

Le Macchie Solari sono fenomeni fotosferici: zone del disco solare che appaiano scure per la loro temperatura inferiore rispetto alle zone circostanti; il gas della macchia, di solito, ha temperature sui 4.000°K contro i quasi 5.600°K del gas che lo circonda. Sono originate dall'intenso campo magnetico del Sole, che in alcuni punti impedisce la risalita dei gas e del calore dall'interno della stella, provocando così la formazione di regioni più fredde, e quindi più scure. Le Macchie Solari hanno dimensioni molto variabili (da 7.000 a 80.000 Km di diametro) con un diametro medio pari a quello della Terra (circa 13.000 Km), in genere si sviluppano a coppie e ancor più spesso a gruppi, dall'aggregarsi di pori. Ricordiamo che il numero di macchie solari è correlato con l'intensità della radiazione solare, maggior numero di macchie corrisponde ad una maggiore intensità solare. Durante il Minimo di Maunder (1645/1715) esse quasi scomparirono, e la Terra nello stesso periodo si raffreddò in modo consistente, ecco perchè la correlazione tra i due eventi è oggetto di discussioni nella comunità scientifica.
Oggi il tema dei mutamenti climatici è di grande attualità, gran parte dei modelli matematici utilizzati dai climatologi per studiare l’andamento del clima del nostro pianeta tendono a minimizzare gli effetti della variazione dell’attività solare concentrandosi principalmente sul contributo delle attività umane (aumento dell'Anidride Carbonica per utilizzo di combustibili fossili - riduzione di estese aree verdi per taglio selvaggio a scopi economici) e su eventi naturali per così dire "interni" al nostro Pianeta. A mio avviso analizzando nel dettaglio i cicli ritengo però che non sia da sottovalutare il contributo solare e che anzi potrebbero verificarsi sorprese da studi che termineranno proprio nei prossimi anni.



Parametri Vento Solare - giornata odierna

Grafici con l'analisi dei principali paramentri del Vento Solare

Vento Solare - Giornata odierna
Parametri principali ultime 6 ore Parametri principali ultimi 7 giorni
Vento Solare - Parametri principali ultime 6 ore Vento Solare - Parametri principali ultimi 7 giorni

Il Vento Solare non è altro che una una corrente di particelle (più che altro protoni ad alta energia) emesse dall'atmosfera più esterna della stella. Nel sistema solare, la composizione di questo vento è identica alla corona del Sole: 73% idrogeno e 25% elio, con il resto formato da tracce, ed è pesantemente ionizzato. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km al secondo a 900 km/sec. La media è di 450 km/sec. Il vento solare è un plasma e porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (una unità astronomica rappresenta la distanza media tra la Terra ed il Sole), si muove in direzione radiale rispetto al Sole, ed a causa della rotazione di questo (periodo 28 giorni), le linee del campo magnetico si curvano in modo da formare una spirale. Emissioni particolarmente violente di vento solare, chiamati flare o brillamenti e altri fenomeni di "meteorologia" solare chiamati "tempeste solari" emettono grandi quantità di radiazioni che possono danneggiare le sonde spaziali e i satelliti artificiali. Le particelle del vento solare intrappolate dal campo magnetico terrestre tendono a raggrupparsi nelle fasce di Van Allen, e causano l'aurora boreale e l'aurora australe quando colpiscono l'atmosfera terrestre vicino ai poli.


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