GRAFICO DEL SISTEMA SOLARE:
In questo link del sito: ''Il cielo delle Baronie''
Trovate due grafici in tempo reale della posizione di pianeti ed altri corpi
Nel primo il sistema solare interno e nel secondo il sistema solare esterno
CLICCA QUI: http://www.suchelu.it/ssolare.html
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Aggiornato il 02/09/2020
SOLE
Il Sole DIAMETRO 1.390.950 km
MASSA 335.600 Masse Terrestri - 1,9891 × 1030 kg
Densità 1,408 kg/dm3
Gravità 274 m/s2
Velocità di Fuga 617,54 km/s
Introduzione:
Il Sole è l'unica stella del sistema solare mentre altri sistemi possono vantare più componenti, ed è di gran lunga il suo principale esponente.
Il Sole è l'unica stella del sistema solare mentre altri sistemi possono vantare più componenti, ed è di gran lunga il suo principale esponente.
Ruota intorno al centro galattico della Via Lattea ad una distanza tra i 26.000 ed i 28.000 anni luce, con un periodo di rivoluzione, detto anno galattico che si stima sia tra 225 ed i 250 milioni di anni, ad una velocità di 217 km/s.
La sua enorme massa gli permette di sostenere le reazioni di fusione nucleare, che rilasciano enormi quantità di energia, una potenza di 3,9 × 1026 W, irradiata poi nello spazio come radiazione elettromagnetica, e nel caso del Sole, in gran parte come luce visibile, con una temperatura superficiale di 6.050 °c.
VIDEO di Fabio Bellardini:
Il Sole
VIDEO di Fabio Bellardini:
Il Sole
IL SOLE offerto da Fabio Bellardini
Classificazione:
Il Sole è classificato come una stella nana gialla, anche se la definizione è ingannevole in quanto, rispetto ad altre stelle nella nostra galassia, il Sole è piuttosto grande e luminoso.
Le stelle vengono classificate in base al diagramma Hertzsprung-Russell, un grafico che mette in relazione la temperatura effettiva e la luminosità delle stelle.
(sopra una foto di un impressionante flare).
1- Proto-stella.
2-Stella T-Tauri.
3-Sequenza Principale.
4-Gigante Rossa.
5-Nana Bianca.
E più una stella è luminosa e minore è la sua vita, per il sole si stima essere di circa 10 miliardi di anni, stelle come le nane rosse possono avere vite anche di centinaia di miliardi di anni.
Tuttavia stelle più luminose e calde del Sole sono rare, mentre stelle meno luminose e più fredde sono molto comuni, come le nane rosse.
La luminosità del Sole è in costante crescita, e si è stimato che all'inizio della sua storia aveva soltanto il 75% della luminosità che mostra attualmente.
Il Sole è una stella di I popolazione, ed è nato nelle fasi successive dell'evoluzione dell'Universo.
Contiene vari elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (metalli) rispetto alle più vecchie stelle di popolazione II.
(Le stelle di popolazione II sono la prima generazione, quelle di ''prima'' sono le ultime, al contrario di quello che farebbe pensare il nome....).
Gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio si sono formati nei nuclei di stelle antiche ormai esplose, così la prima generazione di stelle dovette terminare il suo ciclo vitale prima che l'universo potesse essersi arricchito di questi elementi.
Le stelle più antiche osservate contengono infatti pochi metalli, mentre quelle di più recente formazione ne sono più ricche.
Questa alta metallicità si pensa sia stata cruciale nello sviluppo di un sistema planetario da parte del Sole, poiché i pianeti si formano partendo dall'accumulo di metalli e rocce.
( Immagini del SOLE a varie lunghezze d'onda con immagine Doppler e polarità magnetica ).
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Struttura interna:
Il Sole possiede una struttura interna ben definita, la quale non è, tuttavia, direttamente osservabile a causa dell'opacità alla radiazione elettromagnetica degli strati interni della stella. Un valido strumento per determinare la struttura solare è fornito dall'eliosismologia, una disciplina che, esattamente come la sismologia, studia la diversa propagazione delle onde sismiche per rivelare l'interno della Terra, analizza la differente propagazione delle onde di pressione (infrasuoni) che attraversano l'interno del Sole. L'analisi eliosismologica è spesso associata a simulazioni computerizzate, che consentono agli astrofisici di determinare con buona approssimazione la struttura interna della nostra stella.
Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.
La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici, ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.
Uno studio, ha messo in evidenza che la nostra stella è soggetta a una vibrazione costante: onde acustiche che si propagano dalle regioni interne verso gli strati più superficiali. E che, una volta affiorate, interagiscono con altre onde, questa volta onde magnetiche: le onde di Alfvén, un meccanismo fondamentale nel processo di riscaldamento della corona solare fino a temperature attorno al milione di gradi, nonché del riscaldamento e dell’accelerazione del vento solare.
In precedenza, infatti, si riteneva che a dare origine alle onde di Alfvén fossero fenomeni superficiali, dove l’idrogeno ribolle a temperature attorno ai 6000°c agitando il campo magnetico della nostra stella. Il ruolo delle onde acustiche, ora emerso dai dati raccolti nel corso degli ultimi dieci anni, indica invece che si tratta di un fenomeno che ha origine in profondità.
Le onde acustiche sono la manifestazione di un fenomeno di risonanza della struttura stellare. Un po’ come un tamburo che risuona con le proprie frequenze, la nostra stella “risuona” con le sue frequenze caratteristiche, dando origine a queste oscillazioni.
Tornando alle frequenze caratteristiche di risonanza, ciò che esse imprimono sulle onde magnetiche, facendole vibrare entro una gamma di frequenze ben definita, è un segno distintivo, una vera e propria costante fondamentale del Sole, la definiscono i ricercatori. Una costante fondamentale che potrebbe ritrovarsi anche su altre stelle.
( Andamento della velocità di rotazione all'interno del Sole ).
Il raggio del Sole è la distanza tra il suo centro e il limite della fotosfera, strato al di sopra del quale i gas sono abbastanza freddi o rarefatti da consentire l'irraggiamento di un significativo quantitativo di energia luminosa; è perciò lo strato meglio visibile ad occhio nudo.
La struttura interna del Sole, come quella delle altre stelle, appare costituita di involucri concentrici, ogni strato possiede caratteristiche e condizioni fisiche ben precise, che lo differenziano dal successivo.
Uno studio, ha messo in evidenza che la nostra stella è soggetta a una vibrazione costante: onde acustiche che si propagano dalle regioni interne verso gli strati più superficiali. E che, una volta affiorate, interagiscono con altre onde, questa volta onde magnetiche: le onde di Alfvén, un meccanismo fondamentale nel processo di riscaldamento della corona solare fino a temperature attorno al milione di gradi, nonché del riscaldamento e dell’accelerazione del vento solare.
In precedenza, infatti, si riteneva che a dare origine alle onde di Alfvén fossero fenomeni superficiali, dove l’idrogeno ribolle a temperature attorno ai 6000°c agitando il campo magnetico della nostra stella. Il ruolo delle onde acustiche, ora emerso dai dati raccolti nel corso degli ultimi dieci anni, indica invece che si tratta di un fenomeno che ha origine in profondità.
Le onde acustiche sono la manifestazione di un fenomeno di risonanza della struttura stellare. Un po’ come un tamburo che risuona con le proprie frequenze, la nostra stella “risuona” con le sue frequenze caratteristiche, dando origine a queste oscillazioni.
Tornando alle frequenze caratteristiche di risonanza, ciò che esse imprimono sulle onde magnetiche, facendole vibrare entro una gamma di frequenze ben definita, è un segno distintivo, una vera e propria costante fondamentale del Sole, la definiscono i ricercatori. Una costante fondamentale che potrebbe ritrovarsi anche su altre stelle.
Gli strati sono, dal centro verso l'esterno:
Il nucleo , La zona radiativa , La tachocline , La zona convettiva , La fotosfera la superficie del Sole ed infine L'atmosfera, suddivisa in:
Cromosfera , Zona di transizione , Corona.
Nucleo - Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40% , ed è qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principale dell'energia solare.
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 kg/dm³ .
Secondo le teorie odierne, il centro del Sole è composto prevalentemente da idrogeno. La temperatura si aggira sui 16 milioni di gradi, la pressione è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale nel nucleo è di circa 150 g/cm³. Queste condizioni sono estreme per noi ma normali per una stella.
La zona radiativa è uno strato interno del Sole e delle stelle; si estende da circa il 30% al 70% del raggio solare, cioè dal nucleo fino al confine con la zona convettiva per un totale di circa 350000 km.
Nella zona radiativa, l'energia prodotta dal nucleo è trasportata da fotoni che percorrono il plasma impiegando, a causa dell'assorbimento e della riemissione, anche centinaia di migliaia di anni per attraversare la zona. Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, attraversano la zona alla velocità della luce. Parlando, dunque, di fotoni, è ovvio che l'energia è trasportata per irraggiamento.
La temperatura della zona radiativa varia da circa 6.500.000 °C in prossimità del nucleo, fino a circa 3.000.000 °C all'interfaccia con la zona convettiva.
La zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie.
I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno.
Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio.
La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200/4000 °C circa per le penombre delle macchie solari, mentre per "le oscurità" dette ombre vengono calcolati estremi fino a 2700 °C. Essa decresce con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Escludendo le macchie solari, la sommità della fotosfera quindi lo strato in assoluto più periferico si calcola essere ad una temperatura compresa tra 4500 (il bordo) e 4800 gradi Celsius. Questi valori, grazie agli studi sulla temperatura di colore di un corpo nero, ma anche a numerose "foto in luce visibile" scientificamente filtrata, permettono di affermare con buona approssimazione che la fotosfera presenta una cromaticità bianca e "fredda" senza sfumature verso il giallo (luce bianca solare).
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera, con quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare, ma la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.
( Immagine di un brillamento a varie lunghezze d'onda ).
Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole. È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.
Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di kelvin della corona, tale incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.
La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica.
Eliosfera - Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende il nome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare.
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Nucleo - Il nucleo solare rappresenta in volume il 10% della stella, in massa oltre il 40% , ed è qui che avvengono le reazioni di fusione nucleare, fonte principale dell'energia solare.
Gli astrofisici ritengono che il nucleo solare abbia dimensioni prossime a 0,2 raggi solari, con una densità superiore a 150 kg/dm³ .
Secondo le teorie odierne, il centro del Sole è composto prevalentemente da idrogeno. La temperatura si aggira sui 16 milioni di gradi, la pressione è elevatissima, intorno a 500 miliardi di atmosfere, e la densità del materiale nel nucleo è di circa 150 g/cm³. Queste condizioni sono estreme per noi ma normali per una stella.
La zona radiativa è uno strato interno del Sole e delle stelle; si estende da circa il 30% al 70% del raggio solare, cioè dal nucleo fino al confine con la zona convettiva per un totale di circa 350000 km.
Nella zona radiativa, l'energia prodotta dal nucleo è trasportata da fotoni che percorrono il plasma impiegando, a causa dell'assorbimento e della riemissione, anche centinaia di migliaia di anni per attraversare la zona. Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, attraversano la zona alla velocità della luce. Parlando, dunque, di fotoni, è ovvio che l'energia è trasportata per irraggiamento.
La temperatura della zona radiativa varia da circa 6.500.000 °C in prossimità del nucleo, fino a circa 3.000.000 °C all'interfaccia con la zona convettiva.
La zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie.
I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno.
Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio.
La fotosfera del Sole ha una temperatura che varia dagli 8000 ai 4200/4000 °C circa per le penombre delle macchie solari, mentre per "le oscurità" dette ombre vengono calcolati estremi fino a 2700 °C. Essa decresce con l'allontanamento dagli strati più interni per quelli più esterni. Escludendo le macchie solari, la sommità della fotosfera quindi lo strato in assoluto più periferico si calcola essere ad una temperatura compresa tra 4500 (il bordo) e 4800 gradi Celsius. Questi valori, grazie agli studi sulla temperatura di colore di un corpo nero, ma anche a numerose "foto in luce visibile" scientificamente filtrata, permettono di affermare con buona approssimazione che la fotosfera presenta una cromaticità bianca e "fredda" senza sfumature verso il giallo (luce bianca solare).
Gli strati al di sopra della fotosfera costituiscono l'atmosfera solare e risultano visibili a tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi gamma passando per la luce visibile. Gli strati sono, in ordine: la cromosfera, la zona di transizione, la corona e l'eliosfera, con quest'ultima, che può essere considerata la tenue prosecuzione della corona, si estende sin'oltre la Fascia di Kuiper, fino all'eliopausa, dove forma una forte onda d'urto di confine (bow shock) con il mezzo interstellare. La cromosfera, la zona di transizione e la corona sono molto più caldi della superficie solare, ma la ragione di questo riscaldamento resta tuttora sconosciuta.
Al di sopra della fotosfera si trova una sottile fascia spessa circa 2000 km, chiamata cromosfera a causa dei suoi brillamenti colorati visibili subito prima e subito dopo le eclissi totali di Sole. È un sottile involucro costituito da gas rarefatto che appare di colore rossastro; in realtà, lo strato è trasparente. La colorazione rossastra è dovuta agli atomi di idrogeno, che alle più basse pressioni della cromosfera emettono radiazioni di tale colore.
Al di sopra della cromosfera si trova la zona di transizione, in cui la temperatura sale rapidamente dai circa 100 000 K degli strati più esterni della cromosfera, fino al milione di kelvin della corona, tale incremento causa una transizione di fase dell'elio, che qui diventa completamente ionizzato per le elevate temperature. La zona di transizione non possiede un limite di altitudine definito: forma infatti una sorta di alone attorno alle formazioni della cromosfera come le spicole ed i filamenti ed è in moto costante e caotico. La zona di transizione non è visibile facilmente dalla Terra, ma è ben rilevabile dallo spazio attraverso strumenti sensibili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto distante.
La corona è la parte esterna dell'atmosfera solare, non ha limiti definiti e si estende nello spazio per decine di milioni di chilometri in modo molto tenue. È costituita da plasma a elevatissima temperatura (oltre un milione di kelvin). Essendo il plasma molto rarefatto, la temperatura non è da intendersi nel significato convenzionale; si parla in questo caso di temperatura cinetica.
Eliosfera - Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare, che prende il nome di eliosfera. L'eliosfera si estende da una distanza di circa 20 raggi solari (0,1 UA) dalla superficie del Sole fino alle regioni più estreme del sistema solare.
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Macchie solari:
Osservando il Sole con filtri adatti, e mai direttamente, è possibile trovare sulla sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure, come punti neri, rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K).
Sono regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granuli), risulta bloccata dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri, ed alcune sono più grandi della Terra.
Le macchie solari presentano cicli e non sono mai costanti, un sensibile calo delle macchie porta ad una minore attività del Sole, con minore flusso di energia, tant'è che ne risente anche il clima sulla Terra, qui sotto potete vedere l'andamento storico degli ultimi 400 anni circa.
Sono regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granuli), risulta bloccata dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri, ed alcune sono più grandi della Terra.
Le macchie solari presentano cicli e non sono mai costanti, un sensibile calo delle macchie porta ad una minore attività del Sole, con minore flusso di energia, tant'è che ne risente anche il clima sulla Terra, qui sotto potete vedere l'andamento storico degli ultimi 400 anni circa.
I piccoli falò solari:
Le prime immagini di Solar Orbiter, una nuova missione di osservazione del sole dell'ESA e della NASA, hanno rivelato bagliori solari in miniatura onnipresenti, soprannominati "falò", vicino alla superficie della nostra stella più vicina.
I falò mostrati nella prima serie di immagini sono stati catturati dall'Extreme Ultraviolet Imager (EUI) dal primo perielio di Solar Orbiter, il punto nella sua orbita ellittica più vicino al Sole.
A quel tempo, l'astronave era a soli 77 milioni di km dal Sole, circa la metà della distanza tra la Terra e la stella.
"I falò sono piccoli parenti dei brillamenti solari che possiamo osservare dalla Terra, milioni o miliardi di volte più piccoli".
Lo afferma David Berghmans del Royal Observatory of Belgium (ROB), Principal Investigator dello strumento EUI, che acquisisce immagini ad alta risoluzione degli strati inferiori dell'atmosfera solare, nota come corona solare.
"Il Sole potrebbe sembrare tranquillo al primo sguardo, ma quando guardiamo nei dettagli, possiamo vedere quei bagliori in miniatura ovunque guardiamo."
Gli scienziati non sanno ancora se i falò sono solo versioni minuscole dei grandi flare, o se sono guidati da meccanismi diversi. Esistono tuttavia già teorie secondo cui questi flare in miniatura potrebbero contribuire a uno dei fenomeni più misteriosi del Sole, il riscaldamento coronale.
"Questi falò sono totalmente insignificanti da soli, ma riassumendo il loro effetto su tutto il Sole, potrebbero essere il contributo dominante al riscaldamento della corona solare", afferma Frédéric Auchère, dell'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS), Francia, Co-Principal Investigator di EUI.
La corona solare è lo strato più esterno dell'atmosfera del Sole che si estende per milioni di chilometri nello spazio. La sua temperatura è di oltre un milione di gradi Celsius, che è ordini di grandezza più caldi della superficie del Sole, un 'freddo' 5500°C.
Dopo molti decenni di studi, i meccanismi fisici che riscaldano la corona non sono ancora completamente compresi, ma identificarli è considerato il "santo graal" della fisica solare.
"Ovviamente è troppo presto per dirlo, ma speriamo che collegando queste osservazioni con le misurazioni dei nostri altri strumenti che 'sentono' il vento solare mentre passa il veicolo spaziale, saremo finalmente in grado di rispondere ad alcuni di questi misteri", dice Yannis Zouganelis, vice scienziato del progetto Solar Orbiter presso l'ESA.
Inversione del campo magnetico:
L’attività solare viene misurata in base al numero di macchie solari che compaiono in maniera ciclica e più o meno intensa sulla superficie solare. Quando la superficie solare mostra un ampio numero di macchie, il Sole sta attraversando una fase di maggior attività e emette maggior energia nello spazio circostante. Il numero medio di macchie solari presenti sul Sole non è costante, ma varia tra periodi di minimo e di massimo.
Durante il periodo di minimo dell’attività possono passare anche settimane intere senza che sia visibile alcuna macchia sul disco del Sole, mentre durante il massimo è possibile osservare la presenza contemporanea di diversi grandi gruppi di macchie.
Durante il periodo di picco dell’attività solare si formano via via sempre più macchie solari e il campo magnetico del Sole si indebolisce perché ogni macchia solare distorce localmente il campo magnetico globale. Questo continuo indebolimento del campo magnetico è così forte che riesce persino ad azzerarlo. È a questo punto che quest’ultimo si inverte (il Polo Nord magnetico diventa quello Sud e viceversa), riprendendo le proprie caratteristiche iniziali. È come se il campo magnetico del Sole si resettasse.
Il Motore magnetico del Sole:
Un team di scienziati del Max Planck Institute for Solar System Research, dell'Università di Göttingen e dell'Università di New York Abu Dhabi è riuscito a disegnare la geometria del moto convettivo di plasma in ciascun emisfero solare, scoprendo che il plasma fluisce formando un gigantesco anello e compiendo un giro completo in un tempo di circa 22 anni. Questo può fornire la spiegazione fisica del ciclo di undici anni in cui il Sole inverte la sua polarità magnetica.
Il numero di macchie solari sulla superficie visibile del Sole non è sempre costante; a volte ce ne sono di più, altre volte ne osserviamo meno. E’ stato stimato che la distanza temporale tra i due massimi di presenza di macchie solari è di circa undici anni, un ciclo al termine del quale il campo magnetico solare si inverte completamente; dopo un ciclo completo di circa 22 anni, la polarità ritorna dunque la medesima.Durante periodo di massima attività appaiono numerose macchie solari, alcune molto grandi raggruppate in regioni attive, e si possono ammirare impressionanti archi di plasma caldo che attraversano l’atmosfera solare, rilasciando nello spazio particelle e radiazioni. Quando il ciclo di attività è al minimo, il Sole si placa notevolmente.
( In Grafica - Flussi potenti: il gas ionizzato all’interno del Sole si sposta verso i poli vicino alla superficie e verso l’equatore alla base della zona di convezione. Crediti: Mps / Z.-C. Liang ).
L’origine di questo comportamento ciclico è presumibilmente correlato alle condizioni al di sotto della “pelle” della nostra stella, dove si trova uno strato di plasma – gas caldo elettricamente conduttivo – che si estende fino a 200mila chilometri al di sotto della superficie ed è in costante movimento. Un nuovo studio appena pubblicato su Science è ora riuscito a disegnare il quadro finora più completo dei flussi di plasma nella direzione nord-sud.
Gli autori della nuova ricerca hanno trovato una geometria del flusso straordinariamente semplice: il plasma descrive un singolo giro (turnover) in ciascun emisfero solare che dura circa 22 anni. Inoltre, il flusso nella direzione dell’equatore nella parte inferiore della zona di convezione fa sì che le macchie solari si formino sempre più vicino all’equatore durante il ciclo solare.
«Nel corso di un ciclo solare, il flusso meridionale funge da nastro trasportatore che trascina il campo magnetico e fissa il periodo del ciclo solare», spiega Laurent Gizon, direttore del Max Planck Institute for Solar System Research (Mps) e primo autore del nuovo studio. «Vedere la geometria e l’ampiezza dei movimenti all’interno del Sole è essenziale per comprendere il suo campo magnetico». Per raggiungere questo risultato, Gizon e il suo team hanno utilizzato l’eliosismologia per mappare il flusso di plasma sotto la superficie del Sole.
L’eliosismologia è per la fisica solare ciò che la sismologia è per la geofisica. Gli eliosismologi usano le onde sonore che si propagano nel Sole per sondare l’interno della nostra stella, più o meno allo stesso modo in cui i geofisici usano i terremoti per sondare l’interno della Terra. Le onde sonore solari hanno periodi vicini ai cinque minuti e sono continuamente agitate dalla convezione vicino alla superficie. I movimenti associati alle onde sonore solari possono essere misurati sulla superficie del Sole mediante telescopi presenti sui satelliti spaziali o qui, sulla Terra.
In questo studio, Gizon e il suo team hanno utilizzato osservazioni di onde sonore sulla superficie che si propagano nella direzione nord-sud attraverso l’interno del Sole. Queste onde, perturbate dal flusso meridionale, viaggiano velocemente avanti e indietro in meno di 1 secondo. Le onde sono poi state misurate con molta attenzione – usando modelli matematici e computer – e sono state interpretate per ricavare il flusso meridionale. Il flusso meridionale è estremamente difficile da vedere nelle regioni interne del Sole, poiché è molto piccolo.
«Il flusso meridionale è molto più lento di altri componenti del moto, come la rotazione differenziale del Sole», spiega Gizon. Il flusso meridionale in tutta la zona di convezione, non supera i 50 chilometri all’ora. «Per ridurre il livello di rumore nelle misurazioni eliosismiche, è necessario calcolare la media delle misurazioni per periodi molto lunghi», aggiunge Zhi-Chao Liang dell’Mps.
( Eruzione di plasma caldo sulla superficie del Sole. Crediti: Nasa ).
Il team di scienziati ha analizzato, per la prima volta, due serie indipendenti di dati molto estesi nel tempo. Uno è stato fornito da Soho – il più antico osservatorio solare nello spazio gestito da Esa e Nasa. I dati raccolti dal Michelson Doppler Imager (Mdi) di Soho coprono il periodo dal 1996 al 2011. Un secondo set di dati indipendenti è stato fornito dal Global Oscillation Network Group (Gong) – sei telescopi solari terrestri presenti negli Stati Uniti, in Australia, in India, in Spagna e in Cile – i quali offrono osservazioni quasi continue del Sole dal 1995.
Gizon e il suo team hanno scoperto che il flusso è equatoriale verso la base della zona di convezione, con una velocità di soli 15 chilometri all’ora. Il flusso sulla superficie del Sole è polare e arriva fino a 50 chilometri all’ora. Il quadro generale è che il plasma gira formando un gigantesco anello su ciascun emisfero. Sorprendentemente, il tempo impiegato dal plasma per completare il ciclo è di circa 22 anni e questo fornisce la spiegazione fisica del ciclo di undici anni del Sole e del fatto che le macchie solari emergono più vicino all’equatore man mano che il ciclo solare avanza verso il massimo.
Insieme alla luce il Sole irradia un flusso continuo di particelle cariche (plasma), noto anche come vento solare.
Questo flusso di particelle si propaga verso l'esterno a circa 1,5 milioni di chilometri all'ora (417 km/s), e crea una tenue atmosfera (l'Eliosfera) che permea tutto il sistema solare per almeno 100 UA dove l'Eliopausa segna il confine della sua influenza.
APPROFONDIMENTO TECNICO:
http://www.treccani.it/enciclopedia/vento-solare-ed-eliosfera_(Enciclopedia-del-Novecento)/
Filmati della Nasa: "Thermonuclear Art", 30' di videoriprese del satellite SDO in alta definizione.
ed anche: NASA | SDO: Three Years of Sun in Three Minutes. e Year 5 .
( Nel grafico, come appare il Sole dai vari pianeti del Sistema Solare ).
( La Terra confrontata con il profilo solare e con le dimensioni medie di una macchia ).
Questo flusso di particelle si propaga verso l'esterno a circa 1,5 milioni di chilometri all'ora (417 km/s), e crea una tenue atmosfera (l'Eliosfera) che permea tutto il sistema solare per almeno 100 UA dove l'Eliopausa segna il confine della sua influenza.
APPROFONDIMENTO TECNICO:
http://www.treccani.it/enciclopedia/vento-solare-ed-eliosfera_(Enciclopedia-del-Novecento)/
Filmati della Nasa: "Thermonuclear Art", 30' di videoriprese del satellite SDO in alta definizione.
ed anche: NASA | SDO: Three Years of Sun in Three Minutes. e Year 5 .
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I CICLI DEL SOLE
RIPUBBLICATO DA: "In a nutshell" about Sun - 2c.Ciclo del Sole: Vento solare e Raggi cosmici, Amici o Nemici? di Matteo Raffaelli.
In questa breve serie di post riguardanti alcuni fenomeni connessi alla nostra stella, abbiamo visto che il Sole è costituito di Plasma, un gas completamente ionizzato (cioè “elettrizzato”), altamente conduttivo, che produce un campo magnetico:
il fluire di questo gas è analogo al fluire di una corrente elettrica in un conduttore.
il fluire di questo gas è analogo al fluire di una corrente elettrica in un conduttore.
Non essendo inoltre il Sole un corpo rigido, la sua superficie è caratterizzata da un continuo spostarsi di enormi masse di plasma che portano alla creazione di zone a differente velocità di rotazione, e non ad una rotazione omogenea.
All’equatore tali zone impiegano 27 giorni per compiere un giro completo, mentre ai poli 34.
All’equatore tali zone impiegano 27 giorni per compiere un giro completo, mentre ai poli 34.
Questa «rotazione differenziale» incide profondamente il campo magnetico prodotto ed è la causa principale delle attività solari (il “gomitolo magnetico”).le linee di forza del campo magnetico (tubi di flusso magnetico) vengono trascinate dal materiale che si trova in superficie quelle che si trovano in prossimità dell’equatore vengono trascinate maggiormente rispetto alle linee di campo presenti sui poli (come abbiamo visto nei post “plasma” e “cosa c’è sotto le macchie”).
Quindi cosa succede con tutto questo groviglio?
Succede che nel giro di 11,5 anni (ed ecco perché “undecennale”) il complesso campo magnetico ritorna nella configurazione iniziale ma con polarità opposta, definendo così un “Ciclo solare”.
Ovviamente per tornare alle condizioni di partenza serviranno 22 anni.
In cosa consiste questo Ciclo solare?
Il numero delle macchie non è costante, passa da nessuna macchia a moltissime macchie, con una periodicità di 11 anni, che è il periodo medio durante il quale si ha
- un aumento
- un culmine (dopo 5 o 6 anni) e poi
- una diminuzione
della quantità di macchie e quindi dell’attività solare di superficie (risultato dei movimenti degli strati sottostanti, zona convettiva e Tacoclìna (Tachocline).
Il numero medio di macchie solari in genere va da 140 a 220 per ciclo solare.
Ci sono tuttavia anche periodi di interruzione. Ad esempio tra il XVII e il XVIII secolo (1600-1700) vi furono 34 anni con macchie e 70 senza.
Attenzione però, non tutti i cicli sono uguali:
- alcuni durano di più
- altri di meno
- ma soprattutto alcuni hanno molte più macchie
- solari
- altri molte meno
A questo punto la domanda è legittima:
cosa ha a che fare il “ciclo solare” con noi?
Perché ci deve interessare?
Perché ci deve interessare?
La radiazione elettromagnetica (EMR) ad alta energia che arriva sul nostro pianeta, in arrivo dal Sole, influenza il clima terrestre (Infrarossi IR e bilancio termico globale) e ha conseguenze sugli strati atmosferici (Ultravioletti UV sulla Ozonosfera e sulla temperatura e variazione di densità della Termosfera).
Tra il 1645 e il 1715 ci fu un famoso periodo di minimo solare chiamato “minimo di Maunder“, durato quindi circa 70 anni.
In quei lunghi decenni sulla Terra ci fu un periodo di freddo intenso durante il quale apparvero solamente 50 macchie solari, ed il clima si fece rigidissimo in Europa, con gelo del Tamigi a Londra ogni 5 anni in media e l’espansione dei ghiacciai su tutto l’arco alpino (massimo raggiunto negli ultimi 12.000 anni).
Nella riproduzione, il Tamigi ghiacciato durante la piccola Era glaciale del minimo di Maunder.
In quei lunghi decenni sulla Terra ci fu un periodo di freddo intenso durante il quale apparvero solamente 50 macchie solari, ed il clima si fece rigidissimo in Europa, con gelo del Tamigi a Londra ogni 5 anni in media e l’espansione dei ghiacciai su tutto l’arco alpino (massimo raggiunto negli ultimi 12.000 anni).
Nella riproduzione, il Tamigi ghiacciato durante la piccola Era glaciale del minimo di Maunder.
In realtà non ci sono indicazioni che si possa ripresentare quel tipo di minimo nel Ciclo che sta per partire, lo comunicano scienziati del Solar Cycle Prediction Panel (che rappresentano la NOAAA, la NASA, l’International Space Environment Services e altri scienziati statunitensi e internazionali), e trovate pure il link della previsione.
C’è molto più da preoccuparsi degli effetti del riscaldamento globale prodotto dalle attività umane in questi ultimi decenni.
Prevedere il Ciclo solare è importante.
Poter prevedere il Ciclo solare dà inoltre un’idea approssimativa della frequenza delle tempeste spaziali:
- blackout radio
- tempeste geomagnetiche
- tempeste di radiazione solare
Tali attività solari possono influenzare:
- le reti elettriche
- le comunicazioni militari, aeree e marittime
- i satelliti e i segnali GPS (Global Positioning System)
- oltre ovviamente alla possibilità di minacciare gli astronauti a causa dell’esposizione a dosi di radiazioni nocive
I vari team di ricercatori concordano su due punti:
- fine del ciclo numero 24
è dove ci troviamo al momento, dovrebbe raggiungere il minimo tra il mese di luglio appena concluso e settembre 2020. E’ stato un ciclo piuttosto insolito, come è già capitato alla nostra stella, perché è partito con un anno di ritardo, ha avuto un’attività estremamente bassa nel 2009 ed il culmine del massimo addirittura nel 2013. E’ stato quindi non solo basso ma anche poco intenso
- il prossimo, ciclo 25
inizia ad autunno 2020 e ci si aspetta sia proprio come è stato il ciclo che sta finendo ora: preceduto da un minimo lungo e profondo, e il suo massimo abbastanza debole, tra il 2023 e il 2026.
Qui si vede meglio l’attività più intensa del Ciclo 23 (massimo e minimo visti attraverso la Cromosfera normalmente invisibile)…
….rispetto a quella meno intensa del 24 (massimo e minimo visti attraverso la fotosfera).
Attenzione, precisazione:
ciclo “debole” non significa che il Sole emette meno energia.
La nostra stella infatti continua a produrre incessantemente reazioni termonucleari nel suo nucleo, a metà della fase di Sequenza Principale in cui si trova ora.
ciclo “debole” non significa che il Sole emette meno energia.
La nostra stella infatti continua a produrre incessantemente reazioni termonucleari nel suo nucleo, a metà della fase di Sequenza Principale in cui si trova ora.
Significa invece che c’è poco movimento a livello di campo magnetico e quindi ridotta quantità di macchie, ma con una serie di violenti brillamenti solari e forti tempeste magnetiche.
Chi è più cattivo, il Vento Solare o i Raggi Cosmici?
Non tutto il male vien per nuocere..
Al momento di massima intensità del ciclo delle macchie solari, si registra un numero molto più alto di tempeste solari.
Durante un massimo solare, la straordinaria serie di brillamenti solari – flares – ed espulsioni di massa coronale – CME – libera nello spazio miliardi di tonnellate di materiale ad altissime velocità.
Quindi al vento solare costante si aggiunge molto materiale extra in più (proprio quello che provoca sulla Terra disturbi e avarie nelle radiocomunicazioni e nei satelliti).
Maggiore è il numero di macchie e maggiore è l’attività solare.
Durante un massimo solare, la straordinaria serie di brillamenti solari – flares – ed espulsioni di massa coronale – CME – libera nello spazio miliardi di tonnellate di materiale ad altissime velocità.
Quindi al vento solare costante si aggiunge molto materiale extra in più (proprio quello che provoca sulla Terra disturbi e avarie nelle radiocomunicazioni e nei satelliti).
Maggiore è il numero di macchie e maggiore è l’attività solare.
Nel caso della nostra stella, che è relativamente vicina a noi, la quantità di macchie presenti è registrata e monitorata sia dagli osservatori astronomici nel mondo che da quelli in orbita e pure dagli astrofili amatoriali; essa è inoltre associata ad un indice di attività chiamato “numero di Wolf” che rappresenta una misura soggettiva legata alle macchie solari e gruppi di macchie presenti sulla superficie dell’astro.
Lo sapevate che:
il Vento solare, ritenuto letale per noi se non ci fosse il campo magnetico terrestre a proteggerci, è anche nostro alleato poiché ci protegge facendo da scudo naturale contro i Raggi Cosmici?
I Raggi Cosmici bombardano continuamente la Terra, provenienti da eventi straordinariamente potenti dello spazio profondo (collisioni di stelle, supernovae, etc).
Sono circa 100.000 le particelle originate da essi, che ci attraversano ogni ora!
Questo contribuisce alla dose di radioattività a cui siamo continuamente soggetti nella vita quotidiana.
Si verificano però due situazioni, A (minimo) o B (massimo):
A) Quando il nostro Sole è “tranquillo” (min)
… e ho specificato che “tranquillo” significa solo poca o assente attività di campo magnetico in superficie con poche o nessuna macchie… negli strati interni la fusione termonucleare è incessante…
- il numero di macchie solari è al Minimo,
- l’intensità del Vento solare, che ci protegge naturalmente dai Raggi Cosmici, è minima
In questa situazione un flusso maggiore di questi Raggi Cosmici (sono particelle cariche provenienti dallo spazio profondo che ci bombardano a raffica, costantemente e da ogni direzione – tra cui protoni, post atmosfera 3/4 e 4/4) riesce a raggiungere l’alta atmosfera terrestre.
Incontrando l’alta atmosfera i Raggi Cosmici Primari producono Sciami di particelle
P = protoni
n = neutroni
π = pioni
e = elettroni
μ = muoni
𝜸 = fotoni
n = neutroni
π = pioni
e = elettroni
μ = muoni
𝜸 = fotoni
Questo fenomeno fa accrescere il processo di condensazione delle gocce di nube sulle particelle di “aerosol” e quindi, indirettamente, le formazioni di nubi ad alta quota (quelle in alto nella foto sotto), causando (su periodi lunghi) una diminuzione della temperatura terrestre e periodi di freddo.
Quindi più Raggi Cosmici = più nubi ad alta quota che schermano i raggi solari.
Altro effetto di un minimo (di “Solar Flux”, flusso solare) è che un Sole “debole” emette una minore dose di raggi nell’ultravioletto UV: questo provoca il raffreddamento e la diminuzione di densità della Termosfera (lo strato superiore dell’atmosfera terrestre) che quindi si contrae, modificando le orbite di molti satelliti compresa la Stazione Spaziale Internazionale ISS, problemino non secondario.
a volte mi risulta veramente difficile selezionare una singola foto, tra le tante meravigliose che meriterebbero e che lasciano incantati, ma anche l’opera di selezione è purtroppo necessaria…
in questa splendida immagine potete notare la prospettiva tridimensionale che fa cogliere incredibilmente dettagli delle nuvole e degli alti strati dell’atmosfera
in questa splendida immagine potete notare la prospettiva tridimensionale che fa cogliere incredibilmente dettagli delle nuvole e degli alti strati dell’atmosfera
Recentemente si è trovata una correlazione fra il bombardamento dei Raggi Cosmici e la produzione di radio carbonio 14C prodotto in alta atmosfera.
MIN
- Minima attività solare
- riduzione Aurore
- contrazione Termosfera (satelliti ed ISS influenzati, ostacolati, deviati)
- maggior quantità di Raggi Cosmici che investe la Terra e
- maggior produzione di 14C.
Il 14C sulla Terra è assorbito dagli alberi che rappresentano quindi degli ottimi strumenti di analisi per inferire sull’attività solare in epoche passate.
La quantità di C assorbito viene valutata analizzando la formazione degli anelli negli alberi (dendrocronologia).
La quantità di C assorbito viene valutata analizzando la formazione degli anelli negli alberi (dendrocronologia).
Colgo l’occasione per salutare il mio amico dendrocronologo Stefano Marconi che lavora presso il Museo Civico di Rovereto nel Laboratorio di Dendrocronologia.
B) Al contrario quando il Sole è “iperattivo” (max)
…quindi discreta o notevole attività magnetica in superficie con molte o moltissime macchie… negli strati interni continua incessante la fusione termonucleare…
E’ proprio durante questo periodo che i satelliti in orbita intorno alla Terra e gli astronauti dell’ISS sono maggiormente esposti ai periodi di radiazione solare, e ai poli le Aurore sono più frequenti e più intense.
Questa quantità di radiazione che investe il nostro pianeta è incanalata lungo le regioni polari dal campo magnetico terrestre e rappresenta uno scudo difensivo (una protezione naturale) contro i Raggi Cosmici, dando poi luogo alle Aurore polari.
Nella rappresentazione, il vento solare incontra la magnetosfera terrestre e viene incanalata dalle linee del campo magnetico nella “cuspide polare” (la zona ad imbuto evidenziata in giallo sopra il polo nord in questo caso).
Questa quantità di radiazione che investe il nostro pianeta è incanalata lungo le regioni polari dal campo magnetico terrestre e rappresenta uno scudo difensivo (una protezione naturale) contro i Raggi Cosmici, dando poi luogo alle Aurore polari.
Nella rappresentazione, il vento solare incontra la magnetosfera terrestre e viene incanalata dalle linee del campo magnetico nella “cuspide polare” (la zona ad imbuto evidenziata in giallo sopra il polo nord in questo caso).
In questo caso si riduce la quantità di carbonio 14C ed una diminuzione della formazione di nubi: il clima è più mite.
Inoltre la aumentata quantità di raggi UV rende la Termosfera più calda ed espansa e quindi facilita le orbite di satelliti ed ISS.
Inoltre la aumentata quantità di raggi UV rende la Termosfera più calda ed espansa e quindi facilita le orbite di satelliti ed ISS.
MAX
- Maggiore attività solare
- un numero elevato di macchie solari
- aumento intensità e bellezza Aurore
- espansione Termosfera (satelliti ed ISS facilitati)
- maggiore la quantità di radiazione solare che il Sole produce e che investe la Terra
Da notare:
nel periodo di massimo la Corona appare simmetrica e quasi circolare
mentre
nei periodi di minimo mostra un forte appiattimento, con lunghi fasci all’equatore solare.
Quindi riassumendo in poche parole:
se c’è meno attività solare (MIN):
- arrivano meno radiazioni solari agli astronauti e sulla Terra
- arrivano anche meno UV recando disturbo ad ISS e satelliti in orbita
- ma in compenso arrivano più Raggi Cosmici e aumenta il 14C in alta atmosfera, provocando periodi lunghi di freddo
se l’attività solare aumenta (MAX):
- c’è più Vento solare e più tempeste solari, più radiazioni colpiscono gli astronauti e la Terra, e incanalate nelle linee del campo magnetico aumentano le Aurore
- la quantità di UV è buona ed ISS e satelliti orbitano regolari
- in compenso il campo magnetico terrestre, facendo da scudo difensivo naturale, protegge gli abitanti terrestri dai Raggi Cosmici. Inoltre si riduce la quantità di 14C e il clima è più mite diminuendo la formazione di nubi in alta quota
In definitiva, quando osservate il Sole al telescopio con i dovuti filtri, e notate aumento di macchie e tempeste solari …
oppure quando ammirate le Aurore che aumentano in intensità …
pensate che ci stanno proteggendo dai raggi cosmici e fanno tornare un po’ di caldo, anche se i nostri astronauti in orbita devono stare molto attenti a proteggersi di più dalle intense radiazioni (che comunque sia, vengono schermate dalla magnetosfera a 60.000 km di quota sul lato schiacciato verso il Sole, mentre la ISS orbita a quota 400, ben lontana dalla zona di scontro).
Mentre quando il Sole è “tranquillo” e le aurore sono “discrete” (come ora) vuol dire che noi siamo più esposti ai Raggi Cosmici e alla lunga farà più freddo, anche se gli astronauti sono un po’ più al “sicuro” dalle radiazioni solari.
Però ricordate sempre che,
macchie o non macchie,
il Sole non smette MAI di lavorare al suo interno!
…fondendo nuclei di Idrogeno in Elio per altri circa 5 miliardi di anni!
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MACCHIE SOLARI
TRATTO DA: "In a nutshell" about Sun - 2b.Macchie solari: cosa c'è sotto? Meteo del Sole - nuvole, uragani, piogge, fulmini
E DA: "In a nutshell" about Sun - 2a.Macchie solari - identikit
di Matteo Raffaelli.
In questo post vediamo di fare un identikit delle macchie solari, così come le percepiamo ad un visione superficiale.
Il Sole è una stella sempre attiva, non "dorme" mai!
Casomai in superficie alterna periodi di intensa attività ad altri di attività moderata e più discreta o addirittura apparentemente silenziosa, arrivando a brevissimi periodi eccezionalmente senza alcuna macchia, come evidente nella foto sottostante dove la fotosfera è completamente liscia come una palla da biliardo.
Al di là del fatto che lo vediamo brillare intensamente in cielo, quali sono i segnali di questa sua attività:
- le macchie solari
- i flare o brillamenti
- i buchi coronali
- le espulsioni di masse coronali (CME)
- il vento solare
Tutti questi fenomeni della fotosfera e cromosfera (i quali poi si innalzano sulla Corona) che occupano determinate regioni dette regioni attive solari, sono l’effetto di interazioni di campi magnetici prodotti dal Sole.
Le macchie solari: identikit
Si presentano sempre all’interno di
una fascia che va da circa +40° a -40° intorno all’equatore solare.
Esse appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole, e le loro proprietà variano secondo cicli di circa 11 anni.
Sono punti "freddi" della fotosfera, appaiono infatti come zone scure sulla fotosfera perché si trovano a temperatura inferiore, circa 4.600 K (4.300°C) rispetto alla temperatura superficiale media di 5.700 K (5.500°C).
Hanno un diametro di circa 35.000 Km (ma le dimensioni variano da poche migliaia di km fino addirittura a 100.000-200.000 km).Sono continuamente variabili per dimensioni, per forma e soprattutto per numero.
Piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante (così appaiono solo per contrasto con la fotosfera, rispetto alla quale la loro luminosità è ridotta ad 1/3), nelle quali si distingue una zona centrale più scura circondata da una fascia più chiara.
La zona oscura centrale chiamata “ombra” è circondata da una regione più chiara, detta “penombra”, di luminosità intermedia fra ombra e fotosfera, che presenta una struttura di filamenti a raggiera chiamati “fibrille” (filamenti di penombra, le "spicole" della cromosfera).
I Pori sono macchie singole mentre le macchie più grandi sono in realtà raggruppamenti di pori.
Il comportamento durante la formazione delle macchie
Le macchie appaiono in genere a gruppi, raramente sono isolate, e hanno all'inizio un diametro di circa 1.600 km.
In ogni gruppo si osserva una regolare evoluzione:
iniziano ad apparire molteplici macchie piccole e, per un certo tempo dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero e così espandendosi si aggregano tra loro; poi cominciano a ridursi fino ad estinguersi, questo mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie.
I singoli gruppi di macchie hanno una vita media di 1 settimana, ma una piccola percentuale di essi può continuare a svilupparsi fino a raggiungere, nell'arco di parecchi mesi, diametri di 100.000 km (quasi 10 volte quello della Terra!): sono queste le macchie visibili ad occhio nudo, già osservate prima da Galileo.
dettaglio della regione AR-2192 rispetto alle dimensioni della Terra: ripresa della sonda Hinode del 25/10/2014 ore 7.40 UTC
(Observing Space)
Sono regioni della fotosfera solare (la “superficie” del Sole) in cui si evidenzia
un’intensa variazione di campo magnetico (da qualche centinaio a più di 10.000 volte il campo magnetico della Terra).
Essendo dunque legate ai flussi e campi magnetici (come vedremo meglio nel prossimo post), la presenza delle macchie solari, il loro numero e la quantità media sulla fotosfera, rappresenta uno degli indicatori diretti, in quanto facilmente visibili, dell’attività solare in un determinato periodo.
Le macchie solari sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare. Una macchia solare è dunque una zona tranquilla rispetto alla fotosfera turbolenta, perché l’intenso campo magnetico ad essa associato inibisce la convezione della sottostante zona convettiva (tradotto, il campo magnetico intenso crea una specie di "occhio del ciclone", all'interno del quale tutto sembra tranquillo mentre all'esterno infuria la tempesta).
In corrispondenza della linea di separazione fra i forti campi magnetici di polarità opposta vengono osservate le eruzioni di materia ed emissione di energia nella banda X.
Per concludere, un breve video del 2014 di Stefano Parisini di Media Inaf (Istituto Nazionale di Astrofisica), che ci mostra il mondo affascinante di una macchia solare.
Sono solo "macchie" o nascondono ben altro?Le macchie solari nascondono un meccanismo ben più gigantesco.
Le macchie solari sono in realtà le "sezioni" di un tubo di flusso magnetico emergente in fotosfera dalle zone sottostanti.
Quindi macchie solari e "tubi di flusso" sono le due facce della stessa medaglia.
(Seguite la sequenza dal basso 1, 2 e 3)
Wow, notizia bomba!!
Vediamo però, in breve, di capire che succede....
Per farlo mi aiutano ancora una volta alcune utilissime e bellissime slide del seminario sulle Dinamo Solari tenuto da Franco Alladio, Direttore della Ricerca presso ENEA Frascati.
CLICCA QUI:
http://slideplayer.it/slide/2842354/
Il Sole rappresenta una meteorologia di filamenti di plasma magnetizzati e rotanti.
Come abbiamo visto nel post sul Plasma, i plasmi conducono corrente elettrica anche meglio dei metalli e producono quindi facilmente campi magnetici propri.
Inoltre se si muovono in modo macroscopico (come fluido conduttore nel Sole), il moto crea nuovo campo magnetico ed il campo magnetico a sua volta influenza il moto.
Visto che la rotazione solare avviene in modo differenziato, cioè più velocemente all'equatore (25 giorni) e più lentamente ai poli (34 giorni), ciò provoca uno stiramento delle linee di forza del campo magnetico, con il risultato che si forma il famoso "gomitolo magnetico".
1. Il Sole è una sfera di plasma rotante
Kevin Gill ha realizzato un’animazione in time-lapse della rotazione del Sole a gennaio 2014 (il Sole impiega poco meno di un mese terrestre per compiere un intero giro su se stesso); per farlo ha utilizzato le immagini del Solar Dynamics Observatory, il telescopio spaziale della NASA lanciato a inizio 2010 per studiare il Sole.
L’immagine grande a sinistra mostra come appare nell’ultravioletto UV la cromosfera.
Delle sei immagini sulla destra, la prima, quella in alto a sinistra, mostra invece il Sole che noi possiamo vedere, la fotosfera nello spettro visibile.
Le altre 5 immagini in movimento mostrano la stella in altre frequenze dello spettro.
E' affascinante seguire in contemporanea tutte e 7 le rotazioni, cogliendo particolari che altrimenti non sarebbero visibili, come le macchie nella fotosfera e i buchi coronali.
2. Le sfere di plasma rotanti e magnetizzate tendono a produrre filamenti
(i "filamenti" - attenzione qui non intesi come "protuberanze" - sono quelle aggraziate linee che vedete innalzarsi e disegnare curve, archi, spennellate precise, i cosiddetti "Anelli Coronali": li vedete, magnifici, nell'immagine, anelli come spire di molle giganti che si espandono verso la Corona del Sole).
3. I filamenti magnetizzati (quindi ognuno di quegli anelli che vediamo),
i famosi "tubi di flusso" a cui abbiamo accennato, contengono al loro interno campo magnetico e corrente elettrica (nell'immagine, in basso, modelli più realistici di filamenti magnetizzati).
4. Il comportamento delle linee di campo magnetico
In presenza di corrente, assomiglia alle "molle"
(con cui almeno una volta abbiamo giocato).
Se non si spezzano oscillano, e poi che succede ad una parte delle spire?
- se "troppo avvolte" (quindi troppo compresse, troppo "cariche"), possono sfuggire via di traverso
- se invece "poco avvolte" (quindi molli e poco cariche) si srotolano.
In questo caso, ogni anello coronale corrisponde ad una molla come questa.
Le linee di campo magnetico si "vedono" sul Sole perché il plasma fluisce lungo di esse con facilità, facendo praticamente da tracciante.
5. Le macchie solari appaiono in coppia di polarità magnetica opposta (+ e -), come se un magnete a ferro di cavallo fosse presente sotto la superficie del Sole, uscita positiva ed ingresso negativo (la corrente positiva esce bucando la fotosfera e il flusso negativo si re-immerge verso le profondità).
Nell'immagine, SOTTO due momenti diversi del ciclo solare (ciclo 22 - agosto 1989 e ciclo 23 - giugno 2000), in giallo e blu le polarità opposte del campo magnetico. I campi delle Macchie Solari possono avere l'intensità di alcune migliaia di Gauss.
6. Quelle che noi vediamo come macchie solari sono in realtàle zone da cui fuoriescono e si immergono nuovamente "tubi di flusso e di corrente"
con linee di forza avvitate ad elica (quindi strutture percorse da intense correnti elettriche) che provengono dalle profondità della "zona convettiva".
Quindi le macchie sono in realtà le sezioni di tubi di flusso che provengono dall'inferno sottostante, fuoriescono espandendosi come palloni aerostatici e poi si immergono di nuovo nelle profondità.
7. Ricordate quali sono gli strati del Sole?
- Zona radiativa sopra il nucleo
- Tacoclìna (Tachocline), sottile strato intermedio
- Zona convettiva sopra e poi
- fotosfera (e cromosfera che però non si vede perché la fotosfera è molto più luminosa) a confine con - l'atmosfera che è la Corona
Tutto parte dalla Tacoclìna (Tachocline), che oltre ad ospitare la discontinuità di rotazione del plasma (cioè sopra di essa avviene la rotazione differenziale - all'equatore più veloce che ai poli, e in superficie trascina ciò che è di sotto - mentre sotto la rotazione rigida del cuore-nucleo), può esser vista come un vero e proprio "oceano" di campo magnetico.8. nella Tacoclìna si verifica un accumulo di campo magnetico
A causa dell'intenso calore proveniente dalla zona radiativa sottostante:
- le linee di campo magnetico si destabilizzano
- quindi "tubi di flusso" si distaccano, il loro campo magnetico li fa espandere e la loro materia si rarefà
- i tubi galleggiano nel plasma circostante e per la spinta di Archimede risalgono come palloni aerostatici verso la fotosfera
A questo punto, se sono "molle" sufficientemente avvolte (cioè se contengono al loro interno abbastanza corrente elettrica), raggiungono la fotosfera e la forano con le 2 polarità magnetiche delle Macchie.Le nostre famose Macchie solari non sono altro che le sezioni di questi "tubi di flusso" in cui fluiscono correnti elettriche e campi magnetici intensissimi; essi bucano la fotosfera innalzandosi verso la Corona e mostrandosi a noi come "anelli coronali" grazie al plasma che vi scorre come acqua lungo il percorso di un fiume.
A volte gli anelli tornano di sotto, altre volte invece, per un fenomeno conosciuto come "Riconnessione magnetica", si spezzano distaccandosi e si ricollegano nella Corona......il plasma riesce così a staccarsi dalle linee magnetiche (dando poi luogo a fenomeni esplosivi spettacolari come brillamenti-flares oppure Emissioni Coronali di Massa - EMC)
9. Considerando quindi la Tacoclìna (Tachocline) come un oceano, da tale oceano si alzano come "nuvole" filamenti magnetizzati di plasma che ruotano al loro interno come uragani; quando l'uragano non è abbastanza avvolto (le molle - quindi se la corrente elettrica che contiene non è sufficiente) si disfa lasciando ri-piovere il suo campo magnetico sulla Tacoclìna.
Nella bella immagine riepilogativa di questo processo complesso, tratta dal seminario di Franco Alladio, come vedete la pioggia di plasma del campo magnetico si verifica sia sopra la fotosfera, visibile al telescopio, sia sotto nelle profondità della zona convettiva.
In questo scenario, i fulmini sono poi rappresentati dai brillamenti o flares.
Per concludere il breve viaggio, ma farci restare "coi piedi per terra", ricordatevi però le reali dimensioni di ciò di cui abbiamo parlato...
Per voi in regalo questo bel video breve di MediaInaf, dove vediamo proprio il filmato della sonda della Nasa SDO che segue a luglio 2012 un brillamento ed espulsione di massa coronale che in seguito ha dato vita alla "pioggia coronale" con il plasma che si raffredda e ricade sulla superficie.
Spettacolo in luce Ultravioletta che mostra il plasma a 50.000 K.
Ogni secondo del filmato in time-lapse richiede circa 6 minuti in tempo reale, quindi l'intera sequenza di "pioggia" dura all'incirca 10 ore!!!
Piove sul sole offerto da MEDIA INAF.
Link utili:
"Dinamo solari" di Franco Alladio
Observing Space
Sole rotante in timelapse, Kevin Gill, Il Post
__________________________________________________
IL VENTO SOLARE
Tratto da :
"In a nutshell" about Sun - 0.Vento Solare: da dove si origina?
"In a nutshell" about Sun - 1.Vento Solare: 6 affascinanti influenze
A cura di Matteo Raffaelli.___________________________________________
Il "vento solare", questa corrente.....
costante,
potente,
invisibile e
letale
che potrebbe erroneamente nel nostro immaginario essere scambiata per una "brezza" cosmica proveniente dalla nostra stella, nasce dal Sole sotto forma di filamenti di plasma, ma a circa 30 milioni di km dalla superficie (quindi ancora molto vicino alla stella) questi filamenti si trasformano e propagano sparpagliandosi a ventaglio in ogni direzione trasformandosi così da plasma in quello che conosciamo come "vento solare".
Badate bene però, lo chiamiamo così ma non è un "vento" come noi lo intendiamo, infatti non essendoci atmosfera nello spazio non c'è neanche spostamento d'aria.
La sonda Stereo ha studiato, osservato e colto questa trasformazione e i risultati sono stati pubblicati su The Astrophysical Journal.
Il plasma, è una miscela di particelle cariche (protoni, elettroni e qualche nucleo di Elio) che lascia il Sole ad altissima temperatura, è guidato dalle linee del campo magnetico che formano i cosiddetti "anelli coronali" (quegli evidenti e magnifici archi che vedete).
Gli archi che avete appena visto, partendo dalla superficie si innalzano sopra fotosfera e cromosfera (molto, molto in alto), verso la corona, ma poi ritornano in superficie a tuffarsi in profondità (per capire da dove vengono tali anelli seguite il post sulle macchie solari).
Qui potete osservare che il vento solare parte dagli archi che si spezzano (vento solare lento) oppure dalle zone dove si sono creati i "buchi coronali", aree nelle quali le linee del campo magnetico solare si estendono verso lo spazio e non tornano sulla superficie solare; in questo modo si crea un campo magnetico aperto (da qui si originano anche le eruzioni dette "espulsioni di massa coronale" EMC).
Ecco un esempio visivo di "buco coronale" (QUI A LATO), per la vostra curiosità. Attenzione però, un buco coronale NON è una macchia solare o un insieme di macchie solari!
Qui ci troviamo nell'atmosfera del Sole, mentre le macchie solari ( di cui abbiamo parlato in altro POST ) si trovano sulla superficie, nella fotosfera, a centinaia di migliaia se non milioni di km più in basso, non confondete.
Una visione più generale (e se volete una spiegazione più tecnica e dettagliata ed altrettanto affascinante sui movimenti interni ed esterni della nostra stella potete visitare il post Il Sole 2/3 la zona estesa).
Spiega Craig DeForest, autore dello studio, fisico al Southwest Research Institute di Boulder (Colorado): «A un certo punto il materiale espulso dalla nostra stella si comporta come un gas e non più come un plasma guidato dal campo magnetico del Sole».Il getto all'inizio così concentrato e potente, via via che si allontana dalla sorgente diventa sempre più diffuso, sparso, caotico, ma viaggiando nel vuoto risulta avere sempre una grandissima carica energetica.
I potenti letali ed invisibili venti, in realtà quindi spietati killer, non più trattenuti dalla stella ma anzi spinti dalla enorme pressione soffiano in tutte le direzioni ad una velocità media di 400 Km/s.
Il Sole emette infatti in continuazione, senza tregua, questo getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una velocità variabile tra 250 e 850 Km/s .
La Corona è quindi il luogo dove ha origine il vento solare.
Nella parte più estrema della corona le particelle ionizzate hanno velocità sufficienti per sfuggire all'attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono perciò nello spazio come vento solare.
La Corona solare è 10.000 volte più rarefatta della Fotosfera.
L'estensione della corona e' difficile da determinare, perché la sua luminosità decresce gradualmente fino a molti milioni di km dal Sole (la sua luminosità è così bassa che la corona, così come la cromosfera, si può osservare direttamente solo durante un'eclissi totale oppure tramite un coronografo).
E' lo strato "invisibile" più esterno dell'atmosfera del Sole, a cui arriviamo dopo una "zona di transizione" dove le temperature salgono a circa 1 milione K (= 1 milione di °C).
Un'immensa zona esterna che si estende nello spazio a più di 1 milione di Km dalla superficie.
La temperatura, che dai milioni di gradi dell'interno del Sole si era abbassata fino ai 5.500 °C della superficie, si alza nuovamente fino a oltre 2.000.000 K, ma alcune zone possono raggiungere addirittura i 10 milioni di gradi K (il fenomeno che porta ad un riscaldamento così elevato è frutto di discussioni scientifiche da anni, anche se si pensa ad un effetto dinamo).
Questa vasta regione fatta di plasma (cioè gas ionizzati e caldissimi) che si trasforma nel gas del vento solare, emette fortemente nella banda Radio ed irradia anche raggi-X.
Effetti:
Un altro contributo veloce per comprendere meglio il ruolo che il vento solare ha, direttamente ed indirettamente, nelle nostre vite.
1- un effetto ben noto anche se meno spiegato è quello di formare la coda delle comete, respingendo i gas ionizzati che queste emettono.
- La chioma, la parte più luminosa, scaturisce dalla sublimazione del ghiaccio in vicinanza del Sole- Il nucleo è composto di roccia molto porosa e ghiaccio
3 piccole curiosità sulla coda:
- La coda è sempre rivolta dalla parte opposta rispetto al Sole, poiché il vento solare è costante e "soffia" in ogni direzione partendo dalla stella
- La coda è doppia, formata da gas e polveri sospinti dal vento solare (la coda di gas ionizzati è detta "coda ionica", mentre l'altra semplicemente coda di polveri o "dusty plasma": anche quest'ultima è in direzione opposta al Sole ma non per azione del vento solare, che non ha presa sui suoi grani neutri, ma dei fotoni della stessa luce del Sole).
- ma perché la coda è doppia? Il motivo è legato alla forma che prende il vento solare continuo, cioè una spirale di Archimede rotante che si alza e si abbassa, detto per questo "Gonna di Ballerina".
2- sono i brillamenti (flares) che provocano, circa 3 giorni dopo, tempeste magnetiche, interferenze radio o bellissime aurore.
In quest'altra spettroelioscopìa, è stato posizionato al posto del disco centrale solitamente nero, il disco solare con la interessante sovrapposizione della metà sinistra che rappresenta la fotosfera (sfera di luce, quella luminosissima che di solito vediamo noi) e la metà di destra che rappresenta invece la cromosfera (sfera di colore). Nel riquadro verde il dettaglio del brillamento.
3- la deformazione delle magnetosfere dei pianeti dotati di campo magnetico, come la Terra. L'atmosfera che ci protegge da queste particelle letali per la vita, viene compressa dal lato rivolto al Sole e stirata a forma di goccia nel lato opposto (post 3/4 alta atmosfera).
Attenzione, distanze e dimensioni non sono in scala.
Il lato compresso dal vento solare arriva fino a circa 64.000 km, mentre quello dalla parte opposta raggiunge una distanza che è quasi comparabile a quella tra la Terra e la Luna (circa 300.000 km, mentre tra noi e il nostro satellite sono ben 384.000 in media).
4- interferisce con la ionosfera terrestreDisturbando o addirittura interrompendo, le comunicazioni radio nella banda delle onde corte, soprattutto.
Ma il vento solare disturba pure le comunicazioni con i satelliti in orbita attorno alla Terra, producendo talvolta veri e propri blackout delle comunicazioni .
5- Aurore
- il fenomeno più vistoso (e raro per le nostre latitudini, Italia del Nord) è però quello della generazione delle aurore (boreali ed australi) le quali possono essere viste in aree vastissime, quando le particelle cariche elettricamente (ioni) vengono indirizzate verso i poli magnetici terrestri.
Sono visibili naturalmente anche da un punto di vista privilegiato, dai nostri amati astronauti uomini e donne che orbitano a 400 km di quota sopra le nostre teste per ben 16 volte al giorno, ogni ora e mezza, dalla Base Spaziale Internazionale ISS.
6- Atmosfera
- Un altro fenomeno non visibile, ma causato dal vento solare, è quello del
"gonfiarsi" o "ridursi" degli strati più esterni dell'atmosfera terrestre, a seconda dello stadio raggiunto nel periodo del ciclo undecennale (ne parliamo in altro post della serie "In a nutshell").
Gli atomi o le molecole dell'atmosfera rarefatta della zona esterna, espandendosi, possono creare un maggiore attrito nel moto dei satelliti in orbita bassa (post 4/4 viaggio attraverso l'atmosfera).
Un esempio del loro effetto è stata la progressiva "caduta" della stazione spaziale Skylab, della NASA, la quale proprio per l'attrito residuo degli strati esterni, dovuto all'eccezionale attività del ciclo solare degli anni '70, è ricaduta una decina d'anni dopo sulla nostra superficie provocando un notevole allarme nelle zone soggette a "possibile impatto" (il corpo pesava varie tonnellate!).
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EVENTO CARRINGTON
L'evento di Carrington, avvenuto sulla superficie del Sole il 1° settembre 1859, fu una CME (Espulsione di Massa Coronale), di enorme potenza che colpì la terra frontalmente nei giorni 1-2 settembre, principalmente colpì nell'emisfero Nord, mettendo fuori uso le linee telegrafiche e le centrali elettriche dell'epoca.
Le osservazioni di Carrington e Hogdson:
Il 1° settembre, Carrington e Hodgson stavano osservando il Sole, indagando e mappando le posizioni, le dimensioni e la forma delle macchie solari quando, appena prima di mezzogiorno, ora locale in Inghilterra, sono diventati ciascuno indipendentemente le prime persone a testimoniare e registrare un'eruzione solare.
Il 28 agosto 1859, una serie di macchie solari iniziò a formarsi sulla superficie della nostra stella.
Le macchie solari hanno rapidamente aggrovigliato le linee del campo magnetico del Sole nella loro area e hanno prodotto brillamenti solari osservati e luminosi e una o probabilmente due, espulsioni di massa coronale.
Dalla regione delle macchie solari, un improvviso lampo luminoso, descritto da Carrington come un "bagliore di luce bianca", è esploso dalla fotosfera solare.
Carrington ha documentato la posizione precisa del bagliore sulle macchie solari in cui è apparso e dove è scomparso nel corso dell'evento di 5 minuti.
( Disegno di Richard Carrington, le lettere A e B indicano i punti dove sono cominciati i brillamenti che a detta sua, erano paragonabili in luminosità a quella di tutto il Sole. le lettere C e D i punti dove è terminato pochi minuti dopo ).
Ufficialmente noto come SOL1859-09-01, l'evento Carrington ha messo in mostra per la prima volta la relazione potenzialmente disastrosa tra il temperamento energetico del Sole e la tecnologia nascente del 19° secolo.
Ha anche portato alle prime osservazioni di eruzioni solari, da parte dello stesso Richard Carrington (per il quale l'evento prende il nome) e da Richard Hodgson, ed è stato l'evento che ha fatto capire a Carrington la relazione tra tempeste geomagnetiche e il Sole.
Arrivando solo pochi mesi prima del massimo solare del 1860, numerose macchie solari iniziarono ad apparire sulla superficie del Sole il 28 agosto 1859 e furono osservate da Richard Carrington, che ne produsse disegni dettagliati così come apparivano il 1 ° settembre 1859.
Lo stesso giorno in cui apparvero le macchie solari, forti aurore iniziarono a danzare attorno alle linee magnetiche della Terra, visibili a sud fino al New England nel Nord America. Entro il 29 agosto, le aurore erano visibili fino al Queensland, in Australia, nell'emisfero meridionale.
Il principale evento CME ha attraversato la distanza di 150 milioni di km tra il Sole e la Terra in sole 17,6 ore, molto più velocemente del periodo di più giorni necessario alle CME per raggiungere la distanza dell'orbita terrestre.
Le indagini successive nel corso dell'ultimo secolo e mezzo indicano le esposizioni aurorali del 28 e 29 agosto 1859 come indizio del motivo per cui l'evento del 1 settembre ha viaggiato così velocemente. È ora ampiamente creduto e accettato che una CME più piccola sia esplosa dal Sole alla fine di agosto e abbia effettivamente liberato il percorso tra la Terra e il Sole dalla maggior parte del plasma del vento solare che normalmente rallenterebbe una CME.
Quando è iniziato l'evento del 1° settembre osservato da Carrington e Hodgson, le condizioni erano perfette perché la massiccia tempesta attraversasse il sistema solare interno e si schiantasse sulla Terra in poche ore.
Le osservazione di Padre Angelo Secchi:
I fenomeni descritti sopra, oggi noti come “evento di Carrington” del 1859, furono osservati e studiati anche da Padre Angelo Secchi. Durante le osservazioni solari eseguite in luce bianca con il telescopio rifrattore di Cauchoix dal 25 agosto al 6 settembre 1859 (figura 1), Secchi registrò le caratteristiche delle molte strutture apparse in quel periodo sul disco solare e studiò in dettaglio il gruppo di macchie n. 219 del suo registro, che aveva originato il brillamento osservato da Carrington e da altri scienziati del tempo.
( Figura 1 ).
La figura qui riprodotta mostra alcuni esempi dei disegni prodotti durante tali osservazioni. Essi presentano il disco solare con un diametro di circa 245 mm con la posizione dell’equatore e dei poli solari, le macchie, le facole e i pori osservati, e varie annotazioni. Queste indicano l’orario dell’osservazione, le condizioni dell’atmosfera terrestre, i calcoli effettuati per la stima della posizione eliografica delle diverse regioni viste e alcune loro caratteristiche, ad esempio, la particolare brillanza, la nuova comparsa, la rapida evoluzione.
( Figura 2 ).
Nel disegno riguardante le osservazioni del 28 agosto 1859 (figura 2), Secchi mostra la natura complessa e la forma attorcigliata del gruppo di macchie n. 219 anche con dettagli colti utilizzando un obiettivo che permetteva ingrandimenti maggiori di quelli ottenuti per le osservazioni a disco intero. Inoltre, in alcune comunicazioni del periodo, riferisce di una spettacolare aurora boreale vista a Roma nella notte del 29 agosto 1859, di perturbazioni registrate dai magnetometri impiegati per la misura del campo magnetico terrestre, e di malfunzionamenti della rete telegrafica. Nei suoi scritti, ipotizza l’esistenza di relazioni tra il Sole e i pianeti del sistema solare, introducendo il termine “Meteorologia solare” per descrivere i fenomeni legati all’attività del Sole.
Effetti sulla Terra:
Al momento dell'impatto, i sistemi telegrafici in Europa e Nord America, che hanno subito l'impatto maggiore, sono collassati. In alcuni casi, i telegrafi fornivano scosse elettriche agli operatori; in altri casi, le loro linee hanno acceso scintille in aree popolate e, in alcuni luoghi, hanno appiccato incendi.
L'evento ha prodotto alcune delle aurore più luminose mai registrate nella storia.
Le persone nel New England potevano leggere il giornale nel cuore della notte senza alcuna luce aggiuntiva. Nel frattempo, in Colorado, i minatori credevano che fosse l'alba e iniziarono la loro routine mattutina.
Le aurore erano così forti che sono state chiaramente osservate in tutti i Caraibi, Messico, Hawaii, Giappone meridionale, Cina meridionale e fino alla Colombia, vicino all'equatore in Sud America e fino al Queensland, in Australia, vicino all'equatore nell'emisfero meridionale. .
La forza dell'Evento Carrington è ora riconosciuta in eliofisica come una classe specifica di CME e prende il nome da Richard Carrington.
Rischio di altri eventi:
Le prove storiche sotto forma di carbonio-14 intrappolato e conservato negli anelli degli alberi indicano che un precedente evento CME di energia simile e paragonabile a quello del 1859 si è verificato nel 774/5 d.C e nel 993/4 d.C.
Altre CME a bassa energia sono esplose dal Sole e hanno avuto un impatto sulla Terra nel 1921, 1960 e 1989, l'ultimo dei quali ha causato interruzioni di corrente diffuse in tutta la provincia del Quebec in Canada. Questi tre eventi non sono considerati di forza di classe Carrington.
Tuttavia, una super tempesta di classe Carrington è esplosa dal Sole il 23 luglio 2012 e ha mancato di poco la Terra per soli nove giorni, fornendo un chiaro avvertimento dal nostro genitore solare che è solo questione di tempo prima che un altro evento di classe Carrington impatti sulla Terra.
Il 23 luglio 2012, l'esplosione solare proiettò nello spazio un fiume di protoni, elettroni e particelle alfa alla velocità di circa 3000 km/s, ovvero più di quattro volte più veloce di una tipica eruzione.
La tempesta rischiò di incrociare per una inezia l'orbita terrestre, ma fortunatamente la terra non era lì. I ricercatori ne hanno analizzato i dati e hanno concluso che la tempesta era una delle più forti mai osservate. "Avrebbe potuto essere più forte dell'evento di Carrington stesso" ha affermato Baker, uno degli studiosi che ha analizzato i dati.
L'evento Carrington non è stato unico, afferma Hisashi Hayakawa dell'Università giapponese di Nagoya, che nel recente studio sulle tempeste solari ha scoperto altri eventi di intensità paragonabile. "Mentre l'evento di Carrington è stato a lungo considerato una catastrofe che si verifica una volta in un secolo, le osservazioni storiche ci avvertono che questo potrebbe essere qualcosa che si verifica molto più frequentemente".
Per generazioni di meteorologi spaziali hanno imparato a scuola che l'Evento di Carrington era unico nel suo genere, e se aggiungiamo che la tecnologia moderna è molto più vulnerabile alle tempeste solari rispetto ai telegrafi del XIX secolo, pensa al GPS, a Internet e alle reti elettriche transcontinentali che possono trasportare mareggiate geomagnetiche da costa a costa in pochi minuti, un evento Carrington moderno potrebbe causare interruzioni di corrente diffuse insieme a interruzioni della navigazione, dei viaggi aerei, delle operazioni bancarie e di tutte le forme di comunicazione digitale.
Molti studi precedenti sulle super-tempeste solari si basavano sui resoconti che provenivano dall'emisfero occidentale, omettendo i dati dell'emisfero orientale. Ciò ha distorto le percezioni dell'Evento Carrington, sottolineando la sua importanza e facendo in modo che le altre super tempeste siano state trascurate. Un buon esempio è la grande tempesta di metà settembre 1770, quando aurore rosse, estremamente luminose, coprirono il Giappone e parti della Cina. Lo stesso capitano Cook vide lo spettacolo vicino all'isola di Timor, a sud dell'Indonesia. Hayakawa e colleghi hanno recentemente trovato disegni della macchia solare che lo provocò, ed è due volte più grande del gruppo di macchie solari di Carrington. Dipinti e altri documenti ritrovati, in particolare dalla Cina, raffigurano alcune delle aurore a latitudini più basse di sempre, distribuite su un periodo di 9 giorni.
"Concludiamo che la tempesta magnetica del 1770 era paragonabile all'evento Carrington, almeno in termini di visibilità aurorale", hanno scritto Hayakawa e colleghi in una lettera del 2017 all’ Astrophysical Journal. Inoltre, "la durata dell'attività della tempesta è stata molto più lunga".
Il team di Hayakawa ha approfondito anche la storia di altre tempeste, esaminando diari giapponesi, documenti del governo cinese e coreano, archivi dell'Osservatorio centrale russo e registri delle navi in mare, il tutto contribuendo a formare un quadro più completo degli eventi.
Hanno scoperto che anche le super-tempeste nel febbraio 1872 e maggio 1921 erano paragonabili all'evento Carrington, con ampiezze magnetiche simili e aurore diffuse. Altre due tempeste un po’ meno intense: il blackout del Quebec del 13 marzo 1989 e la tempesta del 25 settembre 1909, "È probabile che ciò accada molto più spesso di quanto si pensasse", afferma Hayakawa.
LINK :
“Historical space weather monitoring of prolonged aurora activities in Japan and in China” di Ryuho Kataoka, Hiroaki Isobe, Hisashi Hayakawa et al.
Per capire gli effetti oggi di un simile evento leggete l'ottimo post di Matteo Raffaelli:
Prevenzione di eventi futuri:
A differenza del 1859, tuttavia, oggi abbiamo una flotta internazionale - tra cui Solar Dynamics Orbiter, SOHO, Parker Solar Probe e Solar Orbiter dell'Agenzia spaziale europea (ESA) - di veicoli che osservano costantemente il Sole e cercano di comprendere i meccanismi sottostanti che generano macchie solari, brillamenti solari ed espulsioni di massa coronale, che sebbene collegate tra loro non si susseguono automaticamente.
Comprendere i meccanismi sottostanti che attivano le CME e quanto sarebbero gravi è una forza trainante chiave per gli eliofisici. Ma anche con l'attuale flotta nello spazio, tutto ciò che gli scienziati possono davvero fare in questo momento è fornire - nella migliore delle ipotesi - un avviso di più giorni che si è verificato un CME e si sta dirigendo verso la Terra.
Avere semplicemente un avviso di più giorni ci darebbe il tempo di spegnere centrali elettriche e trasformatori, fermare i voli a lungo raggio e transoceanici e fondamentalmente accovacciarci e aspettare che passi.
Il meglio che possiamo fare ora è semplicemente cercare di ridurre al minimo i danni.
Ci vorrebbe un grande impegno finanziario, di tempo e di forza lavoro per ricostruire preventivamente le reti elettriche e i sistemi di comunicazione in modo che possano resistere pienamente a un CME di classe Carrington, e questo è qualcosa che i governi di tutto il mondo hanno mostrato poco o nessun interesse a fare.
Tuttavia, la sonda solare Parker della NASA si sta letteralmente immergendo nella corona solare per cercare di svelare il mistero di come si formano le espulsioni di massa coronale e accelerano a velocità incredibili mentre lasciano il sole. Inoltre, la missione Solar Orbiter dell'ESA sta tentando di integrare questi dati guardando il Sole e osservandolo da un orientamento mai prima possibile.
Ma rimane una dura verità: 161 anni dopo l'evento Carrington, il mondo non è ancora preparato per una tempesta solare su larga scala e per quello che ci farebbe.
I nove giorni mancati all'evento di classe Carrington del 2012 avrebbero dovuto essere un importante campanello d'allarme, soprattutto visti i progressi tecnologici e la nostra dipendenza da essi per la vita di tutti i giorni.
Ma il suo avvertimento non sembra essere stato ascoltato come avrebbe dovuto.
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il "Meteo Spaziale" condiziona la vita sul nostro pianeta, non sempre in modo invisibile..., credit NASA - clicca per ingrandire, click to enlarge
rappresentazione artistica che parte da un'immagine reale del Sole, poi elaborata, descrizione 
Utilissima infografica che evidenzia macchie solari, Flare, Cme e vento solare. CreditNOAA - clicca per ingrandire, click to enlarge
04/07/2020, zero macchie, Giove e Terra per comparazione, gentilissima concessione di Rossana Miani - clicca per ingrandire, click to enlarge
altra bellissima immagine spotless, credit Mauro Messerotti - clicca per ingrandire, click to enlarge
09/05/2017, bei gruppi di macchie - gentilissima concessione di Rossana Miani in collaborazione con Sarah Jessica Fioretto - clicca per ingrandire, click to enlarge
Questa immagine è datata 31 marzo 2001, credit NASA - clicca per ingrandire, click to enlarge
credit NASA - clicca per ingrandire, click, to enlarge
credit 
alta troposfera (confine tra Troposfera e Stratosfera), dove il vapor acqueo comincia a scarseggiare e l'aria inizia a farsi più rarefatta
credit NASA - clicca per ingrandire, click to enlarge
utile infografica che mostra la "patina" del vento solare (verde) costante in cui sono frammiste le ondate di Flares (nuvola rossa di protoni ad alta energia) e Cme
il Sole è oscurato nel cerchio centrale, credit NASA, satellite STEREO Ahead - clicca per ingrandire, click to enlarge
elaborazione grafica di Tiziana "Tirtha" Giammetta - clicca per ingrandire, click to enlarge
coda magnetica (magnetotail) dove tramite "riconnessione magnetica" si attiva il generatore aurorale. Recenti ricerche dimostrano che la riconnessione può avvenire anche molto più vicino alla Terra
la velocità è quella della radiazione elettromagnetica nel vuoto
la radiazione elettromagnetica impiega pochi minuti per raggiungere i 150 milioni di km che ci separano dal Sole (distanza enorme per noi, una briciola insignificante per il Cosmo)
dal basso: troposfera, tropopausa, stratosfera, strato di ozono (in rosso), mesosfera, ionosfera (aurore)
sequenza di espulsione di massa coronale, credit NASA - clicca per ingrandire, click to enlarge
Utile infografica che schematizza gli "effetti solari dinamici e quelli costanti" del Sole sulla Terra, e relativi tempi di arrivo - clicca per ingrandire, click to enlarge
astronauti in E.V.A. Attività Extra Veicolare, il rischio di radiazioni aumenta perché non più protetti dalle pareti schermanti della Base Spaziale ISS - credit NASA, clicca per ingrandire, click to enlarge
tratto dal 
brillamento di classe X, credit NASA - clicca per ingrandire, click to enlarge
vento solare di bassa potenza a sinistra, vento solare ad alta energia a destra
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LE FOTO DEL SOLE
In questa raccolta abbiamo chiesto a vari astrofili di poter pubblicare a fini divulgativi e senza scopo di lucro il loro lavoro per renderne partecipi tutti gli appassionati e non.
Tutte le foto sono state pubblicate previo consenso degli autori, correlate dalle loro didascalie originali.
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DA: Filippo Cortesi
Protuberanza ripresa ieri pomeriggio, 21 luglio 2019.
Il seeing era pessimo, direi 4/10, ma ho tentato di riprendere il Sole senza riduttore di focale, con la camera in bin1x1 portando la risoluzione a ROI1200x1200 per velocizzare i tempi di ripresa.
In realtà si trattava di uno di tanti esperimenti di ripresa per trovare la risoluzione maggiore, infatti è un breve filmato di soli 250 frame e oltre il 50% sono stati scartati.
Dopo una breve elaborazione ho deciso invece che valeva la pena di completare il lavoro.
Altre foto del 30/06/2019:
Oggi il cielo era incredibilmente sereno anche se leggermente ventoso.
Il Sole assolutamente vuoto di macchie solari presentava bellissime eruzioni solari.
SOTTO - 30 maggio 2019 - Finalmente è tornato il Sole e oggi ho fatto il primo semplice test con il filtro Daystar... non ne potevo più di aspettare.
Forte turbolenza e Sole non particolarmente alto (erano quasi le ore 18:00) non hanno giocato a favore.
Devo prendere confidenza con la messa a fuoco, con le impostazioni, i tempi di esposizione della camera e le tecniche di elaborazione; a parte tutto questo sono comunque soddisfatto.
Come prima uscita mi serviva solo per prendere confidenza con la strumentazione e provare il posizionamento dei vari componenti ma... alla fine non ho resistito a montare la camera di ripresa!
Ottica TOA 150 con ERF, Baader Tz4, Quantum SE, camera ASI 174 con riduttore di focale 0.5X. Immagini riprese con FireCapture, frame sommati tramite Registax ed elaborazione finale in Photoshop.
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DA: Lorenzo Montanari
SOTTO - 25 agosto alle ore 18:51
Oggi nuova sessione solare.
All'oculare del telescopio non si vedevano protuberanze, mentre con la telecamera sono apparse queste che ho poi ripreso.
Erano abbastanza deboli, forse per questo non saltavano subito all'occhio...
Turbolenza III della scala di Antoniadi.
telescopio H-alfa Lunt 60mm single stacked
cmos ZWO ASI178mm
barlow 2x Televue per la protuberanza ingrandita
elaborazione Autostakkert e imppg
Tra le varie e piccole protuberanze solari, oggi ho ripreso questa che è la più appariscente.
Turbolenza nella media, III scala di Antoniadi.
telescopio solare H-alfa Lunt 60mm single stacked
barlow Televue 2x
cmos ZWO ASI178mm
elaborazione Autostakkert e imppg
Oggi pomeriggio, grazie finalmente alla bella giornata primaverile, ho realizzato qualche ripresa del Sole in H-alfa.
La turbolenza era abbastanza moderata, III scala di Antoniadi, anche se c'era un debole vento che a tratti infastidiva e faceva tremare il telescopio.
Ho ripreso le due protuberanze più appariscenti e la zona attiva che sta sorgendo in questi giorni.
Quest'ultima foto l'ho realizzata in modalità double stack.
Per tutte le foto ho allungato la focale del telescopio con una barlow 2x Televue.
Lunt 60mm H-alfa
modulo double stack Coronado
barlow 2x Televue
ZWO ASI 178MM
elaborazione Autostakkert e imppg
SOTTO - Un breve time-lapse di una protuberanza solare del 10 giugno 2019.
Telescopio Lunt da 60mm con telecamera ZWO ASI 178MM al fuoco diretto.
Gif realizzata con 17 filmati per un'escursione temporale di circa 55 minuti, dalle 9:10 TU alle 10:05 TU.
Elaborazione Autostakkert e imppg.
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DA: Giulio Basti
Ho elaborato un ripresa di una protuberanza Solare ripresa il 27/08/2019 L'unica abbastanza evidente e non c'era altro in quel giorno.
Telescopio Skywatcher 120ED, Daystar Quark Cromosfera, e riduttore 0,5X, camera Asi 290 mono.
Elaborazione con Autostakkert,Registax e Photoshop, DI 2000 frame ripresi.
tramite apo 120ED più daystar quark cromosfera e camera asi 290 mono.
SOTTO - Ripresa del 25/04/2018
SOTTO - Ripresa del 16/02/2018
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DA: Giuseppe Marozza
9 maggio 2019 - Dopo diversi giorni di maltempo finalmente una tregua purtroppo le condizioni continuano a essere difficili con vento abbastanza insistente, stavolta ho provato ad ingrandimenti maggiori ma più di così non si poteva ,spero vi sia gradito.
Rifrattore Acro 120\1000 - Prisma di Herschel - Asi 120 mono - Barlow 2x - Eq6
Elaboraz. Pipp - Autostakkert!2 - Registax6.
ripresa con 120\1000, prisma di Herschel, Asi 120 mono su eq6
elaboraz.
PiPP, Autostakkert!2,Registax
SOTTO - 17 aprile 2019 - Ar 2738 di ieri pomeriggio tra sole basso e velatura marcata qualcosa son riuscito a fare....
elaboraz. PiPP - Autostakkert!2 - Registax 6.
QUANDO C'ERANO LE MACCHIE.....
SOTTO -18/21/25 agosto 2017 - la (Ar2671) ed anche la nuova regione (Ar2672) comparsa da poco.
SW 120\1000 - Sw Eq6 - Prisma di Hershel - ASI 120mm
Elaboraz. Autostakkert2 - Registax6 - Photoshop cs6(colore)
Ar2671
SOPRA - Ar2671 il 18/08/17 , SOTTO - Ar2671 il 21/08/17
SOTTO - Il solito gruppo di macchie il 25/08/17
Ar2672
SOTTO - Il solito gruppo di macchie il 25/08/17
DA: Gianfranco Meregalli
Di cui consiglio anche il bellissimo sito web: https://gianfer.jimdo.com/
4 e 6 maggio 2019 -
con: pentax 75mm con filtro Ha 50 mm Lunt BF1200 Bralow 2,5x
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A cura di ANDREOTTI ROBERTO,
MATTEO RAFFAELLI ed altri.
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