Domande Frequenti (FAQ)

Una delle missioni più importanti che abbiamo qui su SpaceWeatherLive è che i nostri visitatori imparino sulla meteorologia spaziale quando visitano il nostro sito web. Questo è esattamente il motivo per cui abbiamo una grande sezione d'aiuto con molti articoli dove approfondiamo il mondo della meteorologia spaziale. Tuttavia, riceviamo ancora domande qui su SpaceWeatherLive e alcune di queste tornano di tanto in tanto. Le domande che riceviamo più spesso si possono trovare in questa FAQ.

Attività solare

Non lo sappiamo. Ci sono persone e persino scienziati che affermano che il Sole sia diretto verso un nuovo Minimo di Maunder. Il Minimo di Maunder fu un periodo di 70 anni tra il 1645 e il 1715 in cui comparvero molte poche macchie solari sul disco solare. Mentre è vero che il ciclo solare 24 è stato molto meno attivo di quanto fossimo abituati negli ultimi decenni, non abbiamo un modo per prevedere l'attività solare con così tanto anticipo. Non si può dire ora se il Sole stia per entrare in un periodo di lunga durata di calma eccezionale. Al momento in cui scriviamo, il Ciclo Solare 25 è previsto tanto forte o lievemente più forte del Ciclo Solare 24.

I brillamenti solari possono differire drammaticamente in forza ma anche in durata. Alcuni brillamenti solari durano ore e altri durano solo un paio di minuti. I brillamenti solari di lunga durata sono spesso (ma non sempre!) accompagnati da un'espulsione di plasma solare. Questo è ciò che chiamiamo un'espulsione di massa coronale. I brillamenti solari che non durano molto (impulsivi) possono ancora lanciare un'espulsione di massa coronale, sebbene questo sia abbastanza raro, e se lo fanno, queste espulsioni di massa coronale sono spesso non tanto forti quanto espulsioni di massa coronale lanciate durante eventi di lunga durata.

Non esiste un tempo limite esatto necessario a un brillamento solare per essere classificato come un evento di lunga durata, ma lo SWPC della NOAA classifica un brillamento solare come di lunga durata se è ancora in corso 30 minuti dopo dal suo inizio.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Durante le eruzioni solari, il Sole emette spesso grandi quantità di protoni ed elettroni. Questi protoni sono lanciati in tutte le direzioni ma una buona quantità di essi segue le linee del campo magnetico del campo magnetico interplanetario. Poiché il Sole ruota sul proprio asse, il campo magnetico interplanetario si modella in una forma comparabile alla gonna di una ballerina. Questo è ciò che chiamiamo spirale di Parker. Per la spirale di Parker, i protoni lanciati dalle aree vicine o persino dietro il lato occidentale, possono raggiungere la Terra.

Immagine: La Spirale di Parker.

L'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA è in un'orbita geosincrona intorno al nostro pianeta. Da lì, normalmente, ha una vista ininterrotta del Sole. Tuttavia, due volte l'anno vicino agli equinozi, la Terra blocca la vista del Sole dell'SDO per un periodo di tempo ogni giorno. Queste eclissi sono abbastanza brevi vicino all'inizio e la fine di queste stagioni di eclissi di tre settimane ma aumentano a 72 minuti nel mezzo. Se vedi un'immagine dall'SDO che è completamente nera allora potresti star guardando la Terra!

A volte potreste essere abbastanza fortunati da vedere un oggetto molto più piccolo sulle immagini dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA: la Luna! La Luna può anche comparire sulle immagini dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA ma non bloccherà mai il Sole per molto tempo come fa la Terra.

Animazione: La Terra blocca la vista dell'SDO del Sole.

Animazione: La Luna blocca la vista dell'SDO del Sole.

Proprio come l'SDO, alcune interruzioni di dati si verificheranno durante le eclissi satellitari quando la Luna o la Terra si trovano tra il satellite e il Sole. Questo è specialmente comune durante la primavera e l'autunno. La stagione delle eclissi dura circa da 45 a 60 giorni e le interruzioni di dati vanno da pochi minuti a poco oltre un'ora.
I brillamenti solari sono fondamentalmente esplosioni intense ma molto localizzate sul nostro Sole che emettono molte radiazioni elettromagnetiche in Ultravioletti e raggi X. I brillamenti solari normalmente non emettono radiazioni elettromagnetiche nello spettro visibile (che sperimentiamo come luce) ma in occasioni molto rare i brillamenti solari possono emettere luce anche nello spettro visibile. Quando ciò si verifica, chiamiamo un brillamento solare, brillamento solare a luce bianca. Questa è un'occasione rara e non è ancora compresa a pieno. I brillamenti solari a luce bianca sono spesso tra i brillamenti solari più forti mai osservati. Tuttavia, la quantità di luce visibile emessa da un brillamento solare a luce bianca è minuscola comparata alla luminosità del Sole stesso quindi non aspettatevi di vedere il Sole diventare visibilmente più luminoso dalla Terra quando un brillamento solare a luce bianca si verifica!

Per determinare la polarità magnetica delle macchie solari e una classificazione magnetica del gruppo di macchie solari usiamo le immagini del magnetogramma dallo strumento SDO/HMI. Si tratta di un magnetogramma a linea di vista anche se il campo magnetico del Sole è 3D. Questo rende impossibile determinare accuratamente la disposizione magnetica della regione di macchie solari vicino alle porzioni a causa dell'effetto di proiezione poiché la polarità delle macchie solari sembra cambiare vicino i lembi.

Immagine: Effetto di proiezione.

No. Quasi tutte le espulsioni di massa coronale che arrivano alla Terra non causano alcun problema degno di nota. Mentre è vero che espulsioni di massa coronale molto forti possono causare numerosi problemi con la nostra tecnologia moderna come satelliti e linee elettriche ad alto voltaggio, siamo preparati molto meglio per tali eventi ai giorni d'oggi di quanto fossimo decenni fa. Le famose tempeste solari di Halloween del 2003 furono le tempeste geomagnetiche più potenti nella storia moderna e mentre queste causarono problemi minori come perdita (temporanea) di alcuni satelliti e un breve blackout elettrico a sud della Svezia, non dovremmo preoccuparci che una tempesta solare, non importa quanto forte, potrebbe riportarci all'era oscura.

Le immagini di differenza sono create sottraendo un'immagine da quella precedente. Questo mostra cos'è cambiato da un frame all'altro ed è comunemente usato analizzando gli eventi solari. Le espulsioni di massa coronale e la loro traiettoria esatta possono talvolta essere difficili da individuare usando le immagini regolari rendendo spesso le immagini di differenza uno strumento inestimabile. Le eruzioni solari sono inoltre molto più facili da individuare e analizzare con le immagini di differenza.

Animazione: Immagini di differenza da SDO di un'eruzione nel 2015.

Animazione: Immagini di differenza da SOHO/LASCO di un'espulsione di massa coronale nel 2017.

No. Le regioni attive ricevono un numero solo quando sono sul disco solare rivolto alla Terra e solo se accompagnate da macchie solari. Inoltre non possiamo vedere se una regione attiva sul lato lontano del Sole hanno o no macchie solari con l'aiuto dei satelliti STEREO. STEREO non è capace di vedere il sole in una luce ultravioletta estrema il che non rende possibile vedere se una regione attiva contiene alcune macchie solari.
Sì, le regioni attive sono numerate dalla NOAA una volta che compaiono sul disco solare rivolto verso la Terra ma solo se sono accompagnate da macchie solari. Se una regione attiva sopravvive a una rotazione solare (o talvolta di più!) gli saranno dati diversi numeri.

Attività aurorale

No, prima devi capire che un brillamento solare non causa l'aurora. I brillamenti solari possono lanciare grandi nuvole di plasma solare che chiamiamo espulsioni di massa solare; queste, possono produrre l'aurora quando arrivano al nostro pianeta. Inoltre dobbiamo sapere che non tutti i brillamenti solari lanciano un'espulsione di massa coronale. Difatti, gran parte dei brillamenti solari non ne lanciano! Se abbiamo un brillamento solare forte ed eruttivo, ha bisogno anche di provenire da una regione di macchie solari che sia vicina al centro del disco solare rivolto verso la Terra, altrimenti esiste il rischio che l'espulsione di massa coronale sia lanciata in una direzione opposta alla Terra. Mentre la luce di un brillamento solare impiega circa 8 minuti a raggiungere il nostro pianeta, queste espulsioni di massa coronale viaggiano a velocità molto inferiori. Le espulsioni di massa coronale molto veloci possono viaggiare per la distanza Sole-Terra in solo un giorno, ma queste sono molto rare. Gran parte delle espulsioni di massa coronale impiegano dai due ai quattro giorni per arrivare alla Terra.
Non esistono modi accurati per prevedere ore in anticipo dove potrebbe essere vista l'aurora, né per un orario esatto. L'ovale aurorale è normalmente al suo minimo verso la mezzanotte locale ma ovviamente le condizioni dei venti solari sulla Terra devono anch'essi essere favorevoli per l'aurora alla vostra posizione specifica. Non è impossibile vedere l'aurora la sera presto o vicino alla mattina se le condizioni di vento solare sono abbastanza favorevoli alla tua posizione. Puoi anche stimare accuratamente se ci sarà la possibilità per l'aurora alla tua posizione circa 1 ora in anticipo. Il satellite dell'Osservatorio Climatico dello Spazio Profondo (DSCOVR) che misura i parametri del vento solare e del campo magnetico interplanetario è situato tra il Sole e la Terra e, al vento solare, ci vogliono circa da 30 minuti a un'ora circa per percorrere la distanza da DSCOVR alla Terra. Dare un'occhiata ai parametri misurati da DSCOVR è sempre un buon inizio se desiderate sapere se ci sarà la possibilità per l'aurora alla vostra posizione nel futuro più prossimo. Volete sapere se c'è una possibilità in un momento esatto? Allora vi raccomandiamo di dare un'occhiata al magnetometro locale.

Ogni luogo alle latitudini alte potrà vedere le aurore con un Kp di 4. Per ogni luogo alle latitudini medie è necessario un valore Kp di 7. Le basse latitudini necessitano di valori Kp di 8 o 9. Il valore Kp che ti serve ovviamente dipende da dove vi trovate sulla Terra. Abbiamo creato un'utile lista che è una buona guida per quale valore Kp vi serve per ogni posizione data entro la portata degli ovali aurorali.

Importante! Nota che le posizioni sotto vi danno una possibilità ragionevole di vedere le aurore per l'indice Kp dato ammesso che le condizioni di visibilità locali siano buone. Questo include ma non si limita a: visibilità chiara verso l'orizzonte nord o sud, nessuna nuvola, nessun inquinamento luminoso e oscurità completa.

KpVisibile da
0

Nord America:
Barrow (AK, Stati Uniti) Yellowknife (NT, Canada) Gillam (MB, Canada) Nuuk (Groenlandia)

Europa:
Reykjavik (Islanda) Tromsø (Norvegia) Inari (Finlandia) Kirkenes (Norvegia) Murmansk (Russia)

1

Nord America:
Fairbanks (AK, Stati Uniti) Whitehorse (YT, Canada)

Europa:
Mo I Rana (Norvegia) Jokkmokk (Svezia) Rovaniemi (Finlandia)

2

Nord America:
Anchorage (AK, Stati Uniti) Edmonton (AB, Canada) Saskatoon (SK, Canada) Winnipeg (MB, Canada)

Europa:
Tórshavn (Isole Faroe) Trondheim (Norvegia) Umeå (Svezia) Kokkola (Finlandia) Arkhangelsk (Russia)

3

Nord America:
Calgary (AB, Canada) Thunder Bay (ON, Canada)

Europa:
Ålesund (Norvegia) Sundsvall (Svezia) Jyväskylä (Finlandia)

4

Nord America:
Vancouver (BC, Canada) St. John's (NL, Canada) Billings (MT, Stati Uniti) Bismarck (ND, Stati Uniti) Minneapolis (MN, Stati Uniti)

Europa:
Oslo (Norvegia) Stockholm (Svezia) Helsinki (Finlandia) Saint Petersburg (Russia)

5

Nord America:
Seattle (WA, Stati Uniti) Chicago (IL, Stati Uniti) Toronto (ON, Canada) Halifax (NS, Canada)

Europa:
Edinburgh (Scotland) Gothenburg (Svezia) Riga (Lettonia)

Emisfero Meridionale:
Hobart (Australia) Invercargill (Nuova Zelanda)

6

Nord America:
Portland (OR, Stati Uniti) Boise (ID, Stati Uniti) Casper (WY, Stati Uniti) Lincoln (NE, Stati Uniti) Indianapolis (IN, Stati Uniti) Columbus (OH, Stati Uniti) New York City (NY, Stati Uniti)

Europa:
Dublin (Irlanda) Manchester (Regno Unito) Hamburg (Germania) Gdańsk (Polonia) Vilnius (Lituania) Moscow (Russia)

Emisfero Meridionale:
Devonport (Australia) Christchurch (Nuova Zelanda)

7

Nord America:
Salt Lake City (UT, Stati Uniti) Denver (CO, Stati Uniti) Nashville (TN, Stati Uniti) Richmond (VA, Stati Uniti)

Europa:
London (England) Brussels (Belgio) Cologne (Germania) Dresden (Germania) Warsaw (Polonia)

Emisfero Meridionale:
Melbourne (Australia) Wellington (Nuova Zelanda)

8

Nord America:
San Francisco (CA, Stati Uniti) Las Vegas (NV, Stati Uniti) Albuquerque (NM, Stati Uniti) Dallas (TX, Stati Uniti) Jackson (MS, Stati Uniti) Atlanta (GA, Stati Uniti)

Europa:
Paris (Francia) Munich (Germania) Vienna (Austria) Bratislava (Slovacchia) Kiev (Ucraina)

Asia:
Astana (Kazakistan) Novosibirsk (Russia)

Emisfero Meridionale:
Perth (Australia) Sydney (Australia) Auckland (Nuova Zelanda)

9

Nord America:
Monterrey (Mexico) Miami (FL, Stati Uniti)

Europa:
Madrid (Spain) Marseille (Francia) Rome (Italia) Bucharest (Romania)

Asia:
Ulan Bator (Mongolia)

Emisfero Meridionale:
Alice Springs (Australia) Brisbane (Australia) Ushuaia (Argentina) Cape Town (Sud Africa)

Ci possono essere ragioni multiple per una tale grande differenza tra l'indice Kp previsto dalla NOAA e il Kp osservato adesso. Il motivo più comune è che la NOAA prevede che un'espulsione di massa coronale sia in arrivo alla Terra e fosse prevista per arrivare a un orario specifico. Tuttavia, potrebbe benissimo essere che l'espulsione di massa coronale sia in ritardo e dunque non sia arrivata ancora il che significa che le condizioni geomagnetiche sono ancora calme sebbene sia prevista un'attività significativamente maggiore. Prevedere accuratamente l'orario di arrivo di un'espulsione di massa coronale è molto difficile quindi è comune che arrivino diverse ore dopo l'orario d'arrivo previsto.

Non c'è differenza tra Kp5 e G1. La NOAA usa un sistema a cinque livelli chiamata scala G, per indicare la gravità dell'attività geomagnetica sia osservata che prevista. Questa scala è usata per dare un'indicazione rapida della gravità di una tempesta geomagnetica. Questa scala va da G1 a G5, con G1 al livello minore e G5 al maggiore. Le condizioni sotto il livello di tempesta sono etichettate come G0 ma questo valore non è comunemente usato. Ogni livello G ha un certo valore Kp associato a esso. Questo va da G1 per un valore Kp di 5 a G5 per un valore Kp di 9. La tabella sotto vi aiuterà a riguardo.

Scala GKpAttività auroraleFrequenza media
G04 e minoreSotto il livello di tempesta
G15Tempesta minore1700 per ciclo (900 giorni per ciclo)
G26Tempesta moderata600 per ciclo (360 giorni per ciclo)
G37Tempesta forte200 per ciclo (130 giorni per ciclo)
G48Tempesta grave100 per ciclo (60 giorni per ciclo)
G59Tempesta estrema4 per ciclo (4 giorni per ciclo)
Se volete avere una buona possibilità per vedere l'aurora durante la vostra vacanza dovete trovare un luogo il più vicino possibile all'ovale aurorale. L'ovale aurorale è un'area intorno ai poli magnetici del nostro pianeta dove si verifica più spesso l'aurora, anche a condizioni meteorologiche spaziali calme. Questo ovale non è grande sempre allo stesso modo: durante l'attività geomagnetica forte, questo ovale si espanderà alle latitudini più basse il che significa che l'aurora potrà esser vista anche dalle latitudini inferiori ma questo ovviamente non si verifica molto spesso. Quando in vacanza volete avere la possibilità migliore di vedere l'aurora anche a meteo spaziale calmo, probabilmente dovrete viaggiare verso nord. Tutto dipende dalla posizione! L'ovale aurorale si trova nei seguenti luoghi durante la bassa attività geomagnetica. Emisfero settentrionale: Alaska, Canada settentrionale, Groenlandia meridionale, Islanda, Norvegia settentrionale, Svezia settentrionale, Finlandia settentrionale e Russia settentrionale. Per le luci del sud dovrete andare in Antartide.
Sì, se l'aurora è abbastanza forte, allora è assolutamente possibile vedere questo fenomeno durante una luna piena. Si noti che il chiaro di luna è abbastanza forte comparato all'aurora, quindi le aurore debole potrebbero essere difficili o persino impossibili da vedere. Specialmente alle latitudini più basse, vogliamo davvero meno luce lunare possibile per aumentare le nostre possibilità di vedere l'aurora.
È effettivamente corretto. Durante le settimane vicine all'equinozio (evento astronomico in cui il piano equatoriale terrestre passa al centro del Sole), l'aurora può essere sempre leggermente più attiva che in altri momenti. Perché questo si verifica non è completamente compreso ma gli scienziati credono che l'inclinazione della Terra favorisca in qualche modo condizioni geomagnetiche aumentate verso l'equinozio.
Oggi, molte fotocamere sono capaci di produrre immagini di qualità dell'aurora. Tuttavia, ci sono alcune cose a cui dovete pensare se state pensando di entrare seriamente nel mondo della fotografia dell'aurora. Prima devi ottenere una fotocamera che abbia una modalità manuale (M). Per la fotografia dell'aurora vogliamo il pieno controllo sulla fotocamera, poiché dovremo dire alla fotocamera esattamente cosa debba fare per noi. Se fai decidere alla fotocamera quali impostazioni utilizzerà probabilmente otterrai risultati meno che soddisfacenti. Il secondo oggetto che devi ottenere è un treppiede poiché useremo velocità dell'otturatore lente. Non puoi usare una velocità dell'otturatore di 10 secondi e tenere perfettamente ferma la fotocamera in mano. Sposteresti la fotocamera anche provando il tuo meglio e torneresti a casa con fotografie sfocate. Quindi è davvero importante investire in un treppiede! Quando si parla di lenti, i kit di lenti sono spesso molto capaci di produrre belle immagini dell'Aurora Boreale. Se hai soldi puoi considerare di ottenere lenti più ampie e veloci (f-stop inferiore) così da non doverti esporre a lungo, ma non è vitale. Per ridurre ulteriormente il movimento della fotocamera, un otturatore remoto può essere uno strumento molto utile.
No l'Aurora Boreale e l'Aurora Australe non scompariranno completamente durante il minimo solare ma la loro comparsa sarà meno frequente durante il minimo solare. Il minimo solare è un periodo dove molte poche macchie solari appaiono sul Sole. Meno macchie solari significano meno macchie solari e meno espulsioni di massa coronale lanciate verso il nostro pianeta. Il vento solare normale non scomparirà e i fori coronali saranno presenti ancora di volta in volta ma compariranno meno frequentemente vicino all'equatore e avranno dimensioni minori. Mentre è vero che ci sono meno tempeste geomagnetiche durante gli anni vicini al minimo solare, l'aurora sarà ancora visibile di volta in volta in luoghi a latitudini alte. Poiché non ci sono tante tempeste solari forti durante il minimo solare quanto durante il massimo solare, non succederà molto spesso che l'ovale aurorale si espanda a latitudini più basse, ma l'aurora comparirà di volta in volta in luoghi vicini all'ovale aurorale, come la Scandinavia settentrionale e l'Alaska, ma forte non tanto frequentemente quanto durante il massimo solare.
No, la polarità del campo magnetico interplanetario e la direzione nord-sud (Bz) del campo magnetico interplanetario sono due cose molto differenti. Mentre è vero che parliamo di un valore Bz negativo quando la direzione nord-sud del campo magnetico interplanetario si rivolge a sud, non è correlato in alcun modo alla polarità del campo magnetico interplanetario. La polarità del campo magnetico interplanetario non è importante se siete interessati solo a sapere se ci sarà la possibilità per l'aurora stanotte. La direzione nord-sud (Bz) del campo magnetico interplanetario è tuttavia un ingrediente vitale quando si tratta di attività aurorale, ma non è prevedibile. La direzione nord-sud (Bz) del campo magnetico interplanetario è nota per la prima volta quando passa il satellite DSCOVR. Da lì, al vento solare ci vorranno solo da 30 a 60 minuti per arrivare alla Terra.
Ci sono persone che sostengono di aver sentito l'aurora con le proprie orecchie durante forte attività aurorale ma non ci sono prove solide che l'aurora produca onde sonore che l'orecchio umano potrebbe percepire. Le emissioni aurorali si verificano così in alto nell'atmosfera (ben sopra gli 80 chilometri/50 miglia) e l'aria è così sottile lì, che persino se l'aurora producesse onde sonore, queste non raggiungerebbero mai la superficie del nostro pianeta.
Le correnti indotte geomagneticamente sono un termine meteorologico spaziale usato per descrivere l'elettricità che confluisce attraverso il terreno durante una tempesta geomagnetica. Il cambiamento de i campi magnetici causa alle correnti di confluire in cavi e altri conduttori. Quando il campo magnetico locale inizia a vibrare, l'elettricità inizia a confluire. Le correnti indotte geomagneticamente possono causare fluttuazioni di voltaggio nelle griglie elettriche e danni ai trasformatori di trasmissione elettrica ad alto voltaggio. Questo può causare, in casi estremi, un'interruzione della fornitura elettrica. Anche le linee lunghe possono essere suscettibili. Le correnti indotte geomagneticamente possono aumentare il tasso di corrosione che riduce la vita di servizio di una tubatura di correnti.

Altre domande

La Terra ha circa 24 fusi orari. Diciamo "circa" perché alcuni paesi o regioni usano i fusi orari che deviano di mezz'ora da queste zone. Tuttavia, appena parliamo di meteorologia spaziale o persino di scienza in generale, esiste solo un orario che importa, l'Orario Universale Coordinato (UTC). Troverai questo orario ovunque sul nostro sito web. Usa la mappa sotto per vedere la differenza tra l'orario UTC e il fuso orario in cui ti trovi. Clicca sull'immagine per ingrandire.

Fusi orari

Immagine: Fusi orari standard del mondo. Source: Wikimedia Commons.

Lavoriamo con alcuni esempi: immaginate di essere a Vancouver Canada, nel fuso orario del Pacifico. In base all'orario UTC, sono le 21 UTC. Per convertire l'orario UTC al nostro orario locale dobbiamo sottrarre 8 ore dall'orario UTC. 21 meno 8 risulta all'orario locale di 13 PST. Durante l'ora legale (Pacifico) sottraiamo 7 ore dall'orario UTC e questo risulta in un orario locale di 14 PDT.

Riproviamo ma questa volta siamo ad Amsterdam, Paesi Bassi. Per convertire 21 UTC al nostro orario locale aggiungiamo 1 ora e questo risulta in un orario locale di 22h. Durante l'ora legale aggiungiamo 2 ore e questo risulta in un orario locale di 23h.

Tenete a mente convertendo l'UTC al vostro orario locale. Un'altra volta prendiamo Vancouver, Canada come esempio: attualmente è il 14 novembre, 02h UTC. Questo risulta in 18h sull'orario locale del 13 novembre a Vancouver, Canada.

No, potresti incontrare delle persone là fuori che affermano che il Sole sia responsabile dell'attività sismica e vulcanica sulla Terra ma non ci sono alcune prove scientifiche che la meteorologia spaziale e l'attività sismica/vulcanica siano correlate in alcun modo. Il Dr. Keith Strong ha fatto questo eccellente video sul suo canale di YouTube, dove arriva esattamente a questa conclusione.

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ApG
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2200315
3200016
4199616
5199715
*dal 1994

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