L'atmosfera del Sole è dominata da un meraviglioso ritmo di riflusso e flusso di attività. Le macchie solari, le più grandi delle quali sono visibili anche senza un telescopio, sono aree di campi magnetici estremamente forti sulla superficie di una stella. Una tipica macchia matura è bianca ea forma di margherita. Consiste in un nucleo centrale scuro chiamato ombra, che è un anello di flusso magnetico che si estende verticalmente dal basso, e un anello di fibre più chiaro attorno ad esso, chiamato penombra, in cui il campo magnetico si estende verso l'esterno orizzontalmente.
Macchie solari
All'inizio del ventesimo secolo. George Ellery Hale, usando il suo nuovo telescopio per osservare l'attività solare in tempo reale, ha scoperto che lo spettro delle macchie solari è simile a quello delle fredde stelle rosse di tipo M. Pertanto, ha mostrato che l'ombra appare scura perché la sua temperatura è solo di circa 3000 K, molto inferiore alla temperatura ambiente di 5800 K.fotosfera. La pressione magnetica e del gas nel punto deve bilanciare la pressione circostante. Deve essere raffreddato in modo che la pressione interna del gas diventi notevolmente inferiore a quella esterna. Nelle aree "cool" ci sono processi intensivi. Le macchie solari sono raffreddate dalla soppressione della convezione, che trasferisce il calore dal basso, da un campo forte. Per questo motivo il limite inferiore delle loro dimensioni è di 500 km. I punti più piccoli vengono rapidamente riscaldati dalle radiazioni ambientali e distrutti.
Nonostante la mancanza di convezione, c'è molto movimento organizzato nelle macchie, per lo più in ombra parziale dove le linee orizzontali del campo lo consentono. Un esempio di tale movimento è l'effetto Evershed. Questo è un flusso con una velocità di 1 km/s nella metà esterna della penombra, che si estende oltre i suoi limiti sotto forma di oggetti in movimento. Questi ultimi sono elementi del campo magnetico che fluiscono verso l'esterno nella regione circostante il punto. Nella cromosfera sopra di esso, il flusso Evershed inverso appare come spirali. La metà interna della penombra si sta muovendo verso l'ombra.
Anche le macchie solari fluttuano. Quando un pezzo della fotosfera noto come "ponte di luce" attraversa l'ombra, c'è un flusso orizzontale veloce. Sebbene il campo d'ombra sia troppo forte per consentire il movimento, ci sono rapide oscillazioni con un periodo di 150 s nella cromosfera appena sopra. Sopra la penombra ci sono i cosiddetti. onde viaggianti che si propagano radialmente verso l'esterno con un periodo di 300 s.
Numero di macchie solari
L'attività solare passa sistematicamente sull'intera superficie della stella tra i 40°latitudine, che indica la natura globale di questo fenomeno. Nonostante le notevoli fluttuazioni del ciclo, è nel complesso straordinariamente regolare, come dimostra l'ordine ben stabilito nelle posizioni numeriche e latitudinali delle macchie solari.
All'inizio del periodo, il numero di gruppi e le loro dimensioni aumentano rapidamente fino a quando dopo 2–3 anni viene raggiunto il numero massimo e, dopo un altro anno, l'area massima. La vita media di un gruppo è di circa una rotazione del Sole, ma un piccolo gruppo può durare solo 1 giorno. I gruppi di macchie solari più grandi e le eruzioni più grandi di solito si verificano 2 o 3 anni dopo il raggiungimento del limite di macchie solari.
Può avere fino a 10 gruppi e 300 posti, e un gruppo può averne fino a 200. Il corso del ciclo potrebbe essere irregolare. Anche vicino al massimo, il numero di macchie solari può diminuire temporaneamente in modo significativo.
Ciclo di 11 anni
Il numero di macchie solari torna al minimo ogni 11 anni circa. In questo momento, ci sono diverse piccole formazioni simili sul Sole, di solito a basse latitudini, e per mesi possono essere del tutto assenti. Nuove macchie solari iniziano a comparire alle latitudini più elevate, tra 25° e 40°, con polarità opposta rispetto al ciclo precedente.
Allo stesso tempo, possono esistere nuovi spot ad alte latitudini e vecchi spot a basse latitudini. I primi spot del nuovo ciclo sono piccoli e vivono solo pochi giorni. Poiché il periodo di rotazione è di 27 giorni (più lungo alle latitudini più elevate), di solito non ritornano e quelli più recenti sono più vicini all'equatore.
Per un ciclo di 11 annila configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari è la stessa in un dato emisfero ed è nella direzione opposta nell' altro emisfero. Si cambia nel periodo successivo. Pertanto, le nuove macchie solari alle alte latitudini nell'emisfero settentrionale possono avere una polarità positiva e quindi una polarità negativa, e i gruppi del ciclo precedente alle basse latitudine avranno l'orientamento opposto.
A poco a poco, i vecchi punti scompaiono e quelli nuovi appaiono in gran numero e dimensioni alle latitudini inferiori. La loro distribuzione ha la forma di una farfalla.
Ciclo completo
Poiché la configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari cambia ogni 11 anni, ritorna allo stesso valore ogni 22 anni e questo periodo è considerato il periodo di un ciclo magnetico completo. All'inizio di ogni periodo, il campo totale del Sole, determinato dal campo dominante al polo, ha la stessa polarità delle macchie del precedente. Quando le regioni attive si rompono, il flusso magnetico viene suddiviso in sezioni con un segno positivo e uno negativo. Dopo che molti punti compaiono e scompaiono nella stessa zona, si formano grandi regioni unipolari con un segno o l' altro, che si muovono verso il corrispondente polo del Sole. Durante ogni minimo ai poli, domina il flusso della polarità successiva in quell'emisfero, e questo è il campo visto dalla Terra.
Ma se tutti i campi magnetici sono bilanciati, come si dividono in grandi regioni unipolari che governano il campo polare? Questa domanda non ha avuto risposta. I campi che si avvicinano ai poli ruotano più lentamente delle macchie solari nella regione equatoriale. Alla fine i campi deboli raggiungono il polo e invertono il campo dominante. Questo inverte la polarità che dovrebbero assumere i primi posti dei nuovi gruppi, continuando così il ciclo di 22 anni.
Prove storiche
Sebbene il ciclo dell'attività solare sia stato abbastanza regolare per diversi secoli, ci sono state variazioni significative in esso. Nel 1955-1970 c'erano molte più macchie solari nell'emisfero settentrionale e nel 1990 dominavano nel sud. I due cicli, con picchi nel 1946 e nel 1957, furono i più grandi della storia.
L'astronomo inglese W alter Maunder ha trovato prove di un periodo di bassa attività magnetica solare, indicando che tra il 1645 e il 1715 sono state osservate pochissime macchie solari. Sebbene questo fenomeno sia stato scoperto per la prima volta intorno al 1600, durante questo periodo sono stati registrati pochi avvistamenti. Questo periodo è chiamato Mound minimo.
Osservatori esperti hanno segnalato l'apparizione di un nuovo gruppo di spot come un grande evento, notando che non li vedevano da molti anni. Dopo il 1715 questo fenomeno tornò. Coincise con il periodo più freddo d'Europa dal 1500 al 1850. Tuttavia, la connessione tra questi fenomeni non è stata dimostrata.
Ci sono prove per altri periodi simili a intervalli di circa 500 anni. Quando l'attività solare è elevata, i forti campi magnetici generati dal vento solare bloccano i raggi cosmici galattici ad alta energia che si avvicinano alla Terra, risultando in menola formazione di carbonio-14. Misurare 14С negli anelli degli alberi conferma la bassa attività del Sole. Il ciclo di 11 anni non fu scoperto fino al 1840, quindi le osservazioni precedenti a quel periodo erano irregolari.
Aree effimere
Oltre alle macchie solari, ci sono molti piccoli dipoli chiamati regioni attive effimere che esistono in media meno di un giorno e si trovano in tutto il Sole. Il loro numero raggiunge i 600 al giorno. Sebbene le regioni effimere siano piccole, possono costituire una parte significativa del flusso magnetico solare. Ma poiché sono neutri e piuttosto piccoli, probabilmente non giocano un ruolo nell'evoluzione del ciclo e nel modello di campo globale.
Prominenze
Questo è uno dei fenomeni più belli che si possono osservare durante l'attività solare. Sono simili alle nuvole nell'atmosfera terrestre, ma sono supportati da campi magnetici piuttosto che da flussi di calore.
Il plasma di ioni ed elettroni che compone l'atmosfera solare non può attraversare le linee di campo orizzontali, nonostante la forza di gravità. Le protuberanze si verificano ai confini tra polarità opposte, dove le linee di campo cambiano direzione. Pertanto, sono indicatori affidabili di brusche transizioni di campo.
Come nella cromosfera, le protuberanze sono trasparenti alla luce bianca e, ad eccezione delle eclissi totali, dovrebbero essere osservate in Hα (656, 28 nm). Durante un'eclissi, la linea rossa Hα conferisce alle protuberanze una bella tonalità rosa. La loro densità è molto inferiore a quella della fotosfera, poiché lo è anch'essapoche collisioni. Assorbono le radiazioni dal basso e le emettono in tutte le direzioni.
La luce vista dalla Terra durante un'eclissi è priva di raggi ascendenti, quindi le protuberanze appaiono più scure. Ma poiché il cielo è ancora più scuro, appaiono luminosi sullo sfondo. La loro temperatura è di 5000-50000 K.
Tipi di protuberanze
Ci sono due tipi principali di protuberanze: tranquilla e di transizione. I primi sono associati a campi magnetici su larga scala che segnano i confini di regioni magnetiche unipolari o gruppi di macchie solari. Poiché tali aree vivono a lungo, lo stesso vale per le protuberanze tranquille. Possono avere varie forme: siepi, nuvole sospese o imbuti, ma sono sempre bidimensionali. I filamenti stabili spesso diventano instabili ed eruttano, ma possono anche semplicemente scomparire. Le protuberanze tranquille sopravvivono per diversi giorni, ma ne possono formarsi di nuove al confine magnetico.
Le protuberanze transitorie sono parte integrante dell'attività solare. Questi includono getti, che sono una massa disorganizzata di materiale espulso da un bagliore, e ciuffi, che sono flussi collimati di piccole emissioni. In entrambi i casi, parte della materia torna in superficie.
Le protuberanze a forma di anello sono le conseguenze di questi fenomeni. Durante il bagliore, il flusso di elettroni riscalda la superficie fino a milioni di gradi, formando protuberanze coronali calde (più di 10 milioni di K). Si irradiano fortemente, essendo raffreddati e privi di supporto, scendono in superficie nella formaanelli eleganti, seguendo le linee magnetiche della forza.
Lampeggia
Il fenomeno più spettacolare associato all'attività solare sono i brillamenti, che sono un forte rilascio di energia magnetica dalla regione delle macchie solari. Nonostante l'elevata energia, la maggior parte di essi sono quasi invisibili nella gamma di frequenza visibile, poiché l'emissione di energia avviene in un'atmosfera trasparente e solo la fotosfera, che raggiunge livelli di energia relativamente bassi, può essere osservata nella luce visibile.
I bagliori si vedono meglio nella linea Hα, dove la luminosità può essere 10 volte maggiore rispetto alla cromosfera vicina e 3 volte maggiore rispetto al continuum circostante. In Hα, un grande bagliore coprirà diverse migliaia di dischi solari, ma nella luce visibile compaiono solo pochi piccoli punti luminosi. L'energia rilasciata in questo caso può raggiungere 1033 erg, che è uguale all'uscita dell'intera stella in 0,25 s. La maggior parte di questa energia viene inizialmente rilasciata sotto forma di elettroni e protoni ad alta energia e la radiazione visibile è un effetto secondario causato dall'impatto delle particelle sulla cromosfera.
Tipi di focolai
La gamma di dimensioni dei razzi è ampia: da giganteschi, che bombardano la Terra con particelle, a appena percettibili. Di solito sono classificati in base ai flussi di raggi X associati con lunghezze d'onda da 1 a 8 angstrom: Cn, Mn o Xn per più di 10-6, 10-5 e 10-4 W/m2 rispettivamente. Quindi M3 sulla Terra corrisponde a un flusso 3×10-5 W/m2. Questo indicatore non è lineare in quanto misura solo il picco e non la radiazione totale. L'energia rilasciata nei 3-4 bagliori più grandi ogni anno è equivalente alla somma delle energie di tutti gli altri.
I tipi di particelle create dai lampi cambiano a seconda del luogo di accelerazione. Non c'è abbastanza materiale tra il Sole e la Terra per le collisioni ionizzanti, quindi mantengono il loro stato originale di ionizzazione. Le particelle accelerate nella corona dalle onde d'urto mostrano una ionizzazione coronale tipica di 2 milioni di K. Le particelle accelerate nel corpo del flare hanno una ionizzazione significativamente più alta e concentrazioni estremamente elevate di He3, un raro isotopo di elio solo con un neutrone.
La maggior parte dei principali brillamenti si verificano in un piccolo numero di grandi gruppi di macchie solari iperattive. I gruppi sono grandi ammassi di una polarità magnetica circondati dall'opposto. Sebbene la previsione dell'attività di brillamento solare sia possibile a causa della presenza di tali formazioni, i ricercatori non possono prevedere quando appariranno e non sanno cosa le produca.
Impatto sulla Terra
Oltre a fornire luce e calore, il Sole colpisce la Terra attraverso la radiazione ultravioletta, un flusso costante di vento solare e particelle provenienti da grandi bagliori. Le radiazioni ultraviolette creano lo strato di ozono, che a sua volta protegge il pianeta.
I raggi X morbidi (lunghe lunghezze d'onda) provenienti dalla corona solare creano strati della ionosfera chepossibile comunicazione radio a onde corte. Nei giorni di attività solare, la radiazione dalla corona (che varia lentamente) e dai bagliori (impulsivi) aumenta per creare uno strato riflettente migliore, ma la densità della ionosfera aumenta fino a quando le onde radio non vengono assorbite e le comunicazioni a onde corte sono ostacolate.
Gli impulsi di raggi X più duri (lunghezza d'onda più corta) dai bagliori ionizzano lo strato più basso della ionosfera (strato D), creando emissioni radio.
Il campo magnetico rotante della Terra è abbastanza forte da bloccare il vento solare, formando una magnetosfera attorno alla quale scorrono particelle e campi. Sul lato opposto al luminare, le linee di campo formano una struttura chiamata pennacchio o coda geomagnetica. Quando il vento solare aumenta, c'è un forte aumento del campo terrestre. Quando il campo interplanetario cambia nella direzione opposta a quella terrestre, o quando grandi nubi di particelle lo colpiscono, i campi magnetici nel pennacchio si ricombinano e l'energia viene rilasciata per creare le aurore.
Tempeste magnetiche e attività solare
Ogni volta che un grande buco coronale orbita attorno alla Terra, il vento solare accelera e si verifica una tempesta geomagnetica. Ciò crea un ciclo di 27 giorni, particolarmente evidente al minimo delle macchie solari, che consente di prevedere l'attività solare. Grandi bagliori e altri fenomeni causano espulsioni di massa coronale, nubi di particelle energetiche che formano una corrente ad anello attorno alla magnetosfera, causando forti fluttuazioni nel campo terrestre, chiamate tempeste geomagnetiche. Questi fenomeni interrompono le comunicazioni radio e creano sbalzi di tensione sulle linee a lunga percorrenza e su altri conduttori lunghi.
Forse il più intrigante di tutti i fenomeni terrestri è il possibile impatto dell'attività solare sul clima del nostro pianeta. Il minimo del tumulo sembra ragionevole, ma ci sono altri effetti evidenti. La maggior parte degli scienziati ritiene che ci sia una connessione importante, mascherata da una serie di altri fenomeni.
Poiché le particelle cariche seguono i campi magnetici, la radiazione corpuscolare non si osserva in tutti i grandi bagliori, ma solo in quelli situati nell'emisfero occidentale del Sole. Le linee di forza dal suo lato occidentale raggiungono la Terra, dirigendovi le particelle. Questi ultimi sono per lo più protoni, perché l'idrogeno è l'elemento costitutivo dominante del sole. Molte particelle che si muovono a una velocità di 1000 km/s creano un fronte d'onda d'urto. Il flusso di particelle a bassa energia nei grandi bagliori è così intenso da minacciare la vita degli astronauti al di fuori del campo magnetico terrestre.
