Il Sole Glossario dei Termini

Il Sole Glossario dei Termini

Il Sole Glossario dei Termini. Da Wikipedia.

Espulsione di Massa Coronale

Un’Espulsione di Massa Coronale (CME, acronimo dell’inglese coronal mass ejection) è una espulsione di materiale dalla corona solare, osservata con un coronografo in luce bianca.

Il materiale espulso, sotto forma di plasma, è costituito principalmente da elettroni e protoni (oltre a piccole quantità di elementi più pesanti come elio, ossigeno e ferro), viene trascinato dal campo magnetico della corona.

Quando questa nube raggiunge la Terra (in questo caso viene chiamata ICME – Interplanetary CME) può disturbare la sua magnetosfera comprimendola nella regione illuminata dal Sole ed espandendola nella regione non illuminata.

Quando avviene la riconnessione della magnetosfera nella zona notturna, si generano migliaia di miliardi di watt di potenza diretti verso l’atmosfera terrestre superiore, che provocano aurore particolarmente intense (dette anche Luci del Nord nell’emisfero boreale e Luci del Sud nell’emisfero australe).

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Espulsione di Massa Coronale

Espulsione di Massa Coronale

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Le espulsioni di massa della corona assieme ai brillamenti possono disturbare le trasmissioni radio, creare interruzioni di energia, danneggiare i satelliti e le linee di trasmissione elettriche.

La più grande perturbazione geomagnetica venne misurata da Kew Gardens e coincise con la prima osservazione senza i moderni strumenti di un brillamento nel 1859 da parte di Richard Christopher Carrington.

Buchi Coronali

I Buchi Coronali sono aree dove la corona del Sole è più scura, più fredda delle aree circostanti; anche il plasma possiede qui una densità inferiore. I buchi coronali sono stati scoperti quando i telescopi a raggi X della missione Skylab furono lanciati oltre l’atmosfera terrestre per rilevare la struttura della corona.

Enorme Buco Coronale

Enorme Buco Coronale

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Questi buchi sono in relazione con delle concentrazioni unipolari di linee di campo magnetico aperte; durante il minimo solare, i buchi coronali si trovano principalmente nelle regioni polari del Sole, mentre durante il massimo solare sono dislocate in tutta la superficie solare.

I componenti ad alta velocità del vento solare si sa che transitino lungo le linee magnetiche che passano attraverso i buchi coronali.

Brillamenti Solari

Il brillamento solare (Solar Flare) o anche eruzione solare o stellare, in astronomia è una violenta eruzione di materia che esplode dalla fotosfera di una stella, sprigionando una energia equivalente a varie decine di milioni di bombe atomiche.

È causato da un improvviso rilascio di energia in occasione di un fenomeno di riconnessione delle linee del campo magnetico.

Brillamento 2003

Brillamento 2003

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Descrizione

I brillamenti delle stelle creano delle spettacolari protuberanze solari ed emettono fasci di vento solare energetico; in particolare la radiazione emessa da questi fenomeni nel Sole può rappresentare un pericolo per le navi spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre, e che interferisce con le comunicazioni radio sulla Terra.

I brillamenti sono spesso associati alle macchie solari e sono probabilmente causati dal rilascio di energia in occasione del fenomeno di riconnessione delle linee di campo magnetico.

Questi fenomeni furono osservati per la prima volta nel 1859 dall’astronomo britannico Richard Christopher Carrington, e recentemente sono anche stati osservati su varie altre stelle. La frequenza dei brillamenti varia: da molti al giorno quando il Sole è particolarmente “attivo”, a circa uno alla settimana quando invece è “quieto”.

Essi impiegano molte ore o anche giorni per “caricarsi”, ma l’eruzione solare vera e propria impiega pochi minuti per rilasciare la sua energia. Le onde d’urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l’alto attraverso la cromosfera e la corona, a velocità dell’ordine di 5 000 000 chilometri all’ora (ovvero 1 389 km/s, contro i circa 300 000 km/s della velocità della luce).

Classificazione

I brillamenti solari sono classificati in cinque classi di potenza a seconda della loro luminosità nei raggi X, misurata a Terra in Watt/m2 e nella banda tra 0,1 e 0,8 nm. In ordine crescente di potenza sono A, B, C, M e X. Ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con la più potente X pari a un flusso di 10−4 W/m2, ed è ulteriormente suddivisa linearmente in 9 classi, numerate da 1 a 9.

Per esempio un brillamento M5 è la metà di un brillamento M10, cioè X1, a sua volta la metà di un brillamento X2. Un brillamento X2 è pertanto 4 volte più potente di un M5 e 10 volte più potente di un evento M2. Oltre la classe X9, la più alta, la numerazione prosegue linearmente.

Brillamenti di tale entità sono rari, come quelli del 16 agosto 1999 e del 2 aprile 2001, di potenza X20, cioè due volte più potenti di un X10, il fondoscala della classe X. Il record del più potente flare mai registrato è detenuto dall’evento del 4 novembre 2003, inizialmente stimato in X28 e successivamente corretto in X45.[1].

L’attività solare di routine si trova compresa tra le classi A e C, mentre la classe M è raggiunta solo in prossimità e durante il massimo del ciclo undecennale del Sole. I brillamenti X si concentrano quasi esclusivamente nei periodi di picco dell’attività e sono quindi relativamente rari, poche decine per ogni ciclo solare.

Brillamenti come quello del 4 novembre 2003 sono ancora più rari, e avvengono solo poche volte per secolo, come l’Evento di Carrington. La regione di macchie solari 486 che produsse il brillamento del 2003 era la più turbolenta mai osservata.

Tempesta Solare

Una tempesta solare è un disturbo della magnetosfera terrestre, di carattere temporaneo, causato dall’attività solare e rilevabile dai magnetometri in ogni punto della Terra.

Durante una tempesta solare il Sole produce forti emissioni di materia dalla sua corona che generano un forte vento solare, le cui particelle ad alta energia vanno ad impattare il campo magnetico terrestre dalle 24 alle 36 ore successive all’espulsione di massa coronale.

Tempesta Solare

Tempesta Solare

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Ciò accade soltanto qualora le particelle del vento solare viaggino in direzione della Terra. La pressione del vento solare cambia in funzione dell’attività solare e tali cambiamenti modificano le correnti elettriche presenti nella ionosfera.

Le tempeste magnetiche generalmente durano dalle 24 alle 48 ore, anche se alcune possono durare per diversi giorni.

Nel 1989, una tempesta elettromagnetica si verificò sui cieli del Québec, causando un’aurora boreale visibile fino in Texas.

Campo Geomagnetico Terrestre

Il campo geomagnetico è un fenomeno fisico naturale presente sul pianeta Terra. Esso è assimilabile al campo magnetico generato da un dipolo magnetico con poli magnetici non coincidenti con quelli geografici e non statici, e con asse inclinato di 11,30° rispetto all’asse di rotazione terrestre.

Le ipotesi sulle origini di questo campo sono numerose, ma oggi le teorie sono orientate verso un modello analogo a quello di una dinamo ad autoeccitazione. Anche altri corpi celesti, come il Sole o Giove, generano un loro campo magnetico.

Campo Geomagnetico Terrestre

Campo Geomagnetico Terrestre

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Il campo geomagnetico è stato il primo campo terrestre ad essere teorizzato e descritto.

La sua scoperta è attribuita alle osservazioni di Pierre de Maricourt, scienziato francese del XIII secolo, riportate nella sua Epistola de magnete (Lettera sul magnete), scritta nel 1269. La sua formazione viene datata a 4 miliardi di anni fa.

Il campo geomagnetico causa numerosi effetti facilmente sperimentabili, ad esempio l’aurora polare è generata dall’interazione tra il vento solare e la magnetosfera. Il magnetismo terrestre ha inoltre una notevole importanza per la vita sulla Terra: esso si estende per svariate decine di migliaia di chilometri nello spazio, formando una zona chiamata magnetosfera, la cui presenza genera una sorta di “scudo” elettromagnetico che devia i raggi cosmici e tutte le particelle cariche, riducendo la quantità che raggiunge il suolo dando origine alle fasce di Van Allen.

Indice K

L’Indice K misura il disturbo della componente orizzontale del campo magnetico terrestre. È un numero intero compreso fra 0 e 9, valori maggiori o uguali a 5 indicano la presenza di una tempesta magnetica (ad esempio un evento solare).

È calcolato come la somma del massimo e minimo assoluti (in nanoTesla) della componente orizzontale del campo magnetico terrestre, rilevati da un magnetometro in un intervallo di tre ore.

Indice K Novembre 2003

Indice K Novembre 2003

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L’iniziale ‘K’ ha origine dalla parola Tedesca ‘Kennziffer’ che significa , che significa ‘numero caratteristico’ (la parte intera di un numero decimale, contrapposta a mantissa).

L’indice K è stato introdotto da Julius Bartels nel 1938.

L’indice Kp è calcolato come media pesata dell’indice misurato presso 13 osservatori distribuiti in tutto il mondo.

Per tenere conto della variazione di attività geomagnetica alla diverse latitudini in cui sono collocati gli strumenti di misura, ognuno dei 13 osservatori, che nel mondo rilevano l’indice K, ha una propria tabella di conversione dei valori del campo magnetico nell’indice K.

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