Cos'è un foro coronale?

Quando guardiamo le immagini solari dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA (SDO) in ultravioletti estremi a una lunghezza d'onda di 193 o 211 Ångström, possiamo vedere gli strati esterni caldi dell'atmosfera solare. Questo strato più esterno del Sole è detto corona. Il campo magnetico del Sole gioca un ruolo importante in termini di ciò che vediamo su queste immagini. Le aree luminose su queste immagini ci mostrano il gas denso e caldo catturato dal campo magnetico del Sole. Le aree di ricerca scure e vuote sono luoghi dove il campo magnetico del Sole raggiunge lo spazio così che questi gas caldi possano evadere. Queste aree sono caratterizzate da temperature molto inferiori e densità minori comparate all'ambiente circostante che fanno comparire scuri i fori coronali. I fori coronali non sono dunque fori letterali nel Sole, semplicemente lo sembrano a certe lunghezze d'onda ultraviolette estreme!

Un foro coronale tipico come visto dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA.
Un foro coronale tipico come visto dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA.

Il campo magnetico di un foro coronale è differente dal resto del Sole. Invece di tornare alla superficie, queste linee del campo magnetico rimangono aperte e si estendono nello spazio. Al momento non sappiamo ancora dove si riconnettono. Invece di mantenere insieme il gas caldo, queste linee del campo magnetico aperte causano la formazione di un foro coronale, dove il vento solare può evadere ad alte velocità. Quando un foro coronale è posizionato vicino al centro del disco solare rivolto verso la Terra, questi gas caldi confluiscono verso la Terra con maggiore attività aurorale. In base alle dimensioni e la posizione del foro coronale sul disco, si può prevedere un'attività aurorale maggiore o minore. I grandi fori coronali risultano spesso in venti solari più veloci rispetto a quelli più piccoli. I fori coronali sono spesso non interessanti per gli osservatori di aurore alle latitudini medie e solo occasionalmente causano condizioni di tempesta geomagnetica.

I fori coronali possono svilupparsi in ogni momento e luogo sul Sole. I fori coronali ai poli solari sono i più stabili specialmente negli anni vicini al minimo solare ma raramente influenzano il nostro pianeta. Solo se questi fori coronali crescono e si espandono verso latitudini inferiori talvolta sperimentiamo il flusso dei venti solari ad alta velocità provenienti da questi fori coronali polari. Queste estensioni verso le latitudini inferiori possono talvolta disconnettersi dal foro coronale polare e divenire una struttura isolata. I fori coronali persistono stesso per settimane o mesi e cambiare in forma e dimensione al proseguire del tempo. I fori coronali possono inoltre svilupparsi in isolamento dai fori coronali polari che sono più comuni negli anni poco prima e dopo il minimo solare.

Come riconosco un flusso di fori coronali?

Oltre un'espulsione di massa coronale, un flusso del foro coronale ad alta velocità (CH HSS) arriva lentamente preceduto da un aumento stabile nella densità del vento solare nel corso di un paio di ore. Questo aumento della densità del vento solare si verifica perché i venti solari più veloci si raggruppano sulle particele del vento solare più lento davanti ad essi. Spesso ci si riferisce a questo fenomeno come Regione di Interazione del Flusso (SIR) o come una Regione di Interazione Co-rotante (CIR) ed è quasi sempre associata con un aumento nella forza totale (Bt) del campo magnetico interplanetario. Quando questo limite del vento solare compresso ha passato la Terra, vedremo che la velocità del vento solare inizia ad aumentare nella forza totale (Bt) del campo magnetico interplanetario e la densità del vento solare diminuisce.

La geometria dell'interazione tra vento solare veloce e vento solare ambientale.
La geometria dell'interazione tra vento solare veloce e vento solare ambientale.

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