L´attivitá nel Sole, le macchie, pori, facule, eruzioni ecc. si trovano intimamente legate con l´esistenza di regioni dove il campo magnetico é molto intenso. Questo campo ha origine sotto l´atmosfera, nell´interno di questa immensa massa di gas che gira atoorno a sé stassa creando elettroni e protoni i quali, animati dal movimento, danno origine ad una corrente elettrica che a sua volta induce un campo magnetico. Il Sole si comporta come se fosse una gigantesca dinamo.

La rotazione del Sole, essendo differenziale (la regione equatoriale ruota piú velocemnete delle altre regioni) trasforma un campo magnetico poloidale (che va da un polo all´altro) poco intenso, ad un campo toroidale (parallelo all´equatore) molto intenso: la rapida rotazione all´equatore si mistura alle linee di forza formando linee magnetiche di elevata intensitá del campo. È in questo campo magnetico che si trova l´origine, per esempio, delle macchie, nella misura in cui inibisce la convenzione o l´apparizione di zone piú fredde nella superficie solare.

La dinamo solare sperimenta cambiamenti di regime periodici che si traducono in una variazione quasi regolare del numero delle macchie solari. Questa permuta tra minimi e massimi dell´attivitá caratterizza il CICLO SOLARE, che corrisponde ad un periodo di circa 11 anni (il periodo varia tra i 9 e i 12 anni e mezzo). La localizzazione dove le macchie sorgono nel disco solare varia anche con la fase in cui si trova il ciclo, apparendo a latitudini piú alte (piú vicine ai poli) all´inzio del ciclo, in quanto vicino alla fine la quasi totalitá delle macchie sorge vicino all´equatore.

Il momento quando un grande numero di macchie si formano é detto MASSIMO SOLARE. L´intensiá nel massimo di ogni ciclo varia anche da ciclo a ciclo, esistendo epoche in cui l´attivitá é molto superiore, in contrasto con altre in cui quasi praticamente non si registrano fenomeni di attivitá nel Sole. Un esempio é il minimo di MAUNDER (periodo compreso tra il 1650 e il 1700) che corrisponde ad una fase in cui il Sole quasi non ebbe macchie durante vari cicli di attivitá, coincidendo con un abbassamento della temperatura media registrata in Europa nella stessa epoca.

Le macchie appaiono normalmente associate in gruppi essendo legate tra loro dal campo magnetico. In ogni ciclo di 11 anni tutti i gruppi di macchie presentano un orientamento similare (per ogni emisfero) avendo sempre la macchia di ogni emisfero la stessa polaritá. Nella fase seguente, quando inizia il nuovo ciclo l´organizzazione delle polaritá é invertita. In questo modo torneremo alla stessa configurazione alla fine di 2 cicli consecutivi. Il ciclo completo quindi sará di circa 22 anni. Riassumendo, anche il numero di macchie varia con un periodo di circa 11 anni, la polaritá delle macchie si inverte alla fine di ognuno di questi periodi, per cui di fatto il ciclo magnetico completo dura 22 anni.

Il ciclo solare ha un effetto diretto su quello che succede nella superficie del Sole e colpisce tutto il sistema solare attaverso le differenti manifestazioni dell´attivitá che possono succedere dovuto alle macchie o fenomeni associati, come flares, prominenze e buchi coronali. In una fase piú attiva del ciclo solare il campo magnetico presenta piú e maggiori zone chiuse di campo, il che porta all´apparizione nella corona di piú regioni attive con temperature e densitá maggiori. Questo tipo di regioni é particolarmente visibile nelle immagini del Sole ai raggi X, perché le zone che emettono in questa lunghezza d´onda corrispondono precisamente a quelle dove si registra la maggiore temperatura. Queste zone sono il risultato diretto della struttura chiusa del campo magnetico associato all´attivitá nella superficie del Sole. È per questo motivo che l´aspetto della corona, vista durante una eclisse totale di Sole, é abbastanza differente, dipendendo dal momento in cui si osserva: la struttura presentata é molto distinta nel caso in cui il Sole sia in massimo o in un minimo del suo ciclo di attivitá. La struttura della corona diventa abbastanza piú ricca in altezza quando il Sole é piú attivo, essendo possibile identificare le zone del campo magnetico associate all´attivitá nella superficie, in quanto che nel minimo di attivitá l´aspetto é molto piú uniforme, corrispondendo ad una struttura piú semplice del campo magnetico.

Gli effetti del ciclo solare possono anche essere sentiti sulla Terra e nel resto del Sistema Solare. Un esempio é il fatto che dei cambiamenti nella attivitá del Sole possono essere accompagnati da alterazioni nel vento solare, da cui la configurazione del campo elettromagnetico che circonda la Terra che puó esporre questa piú o meno all´effetto dei raggi cosmici. Quando questo succede, la produzione di carbonio -14 é alterata. Questo effetto puó essere misurato essendo possibile stabilre una correlazione tra questo isotopo e il ciclo solare.

Altro esempio sono le aurore boreali la cui intensitá e frequenza é superiore nelle epoche di maggiore attivitá solare.

Anche la temperatura nella Terra puó subire cambiamenti come é giá successo nel periodo giá menzionato del Minimo di Maunder in cui avvenne una piccola era di ghiaccio che portó tutta l´Europa ad avere temperature inferiori al normale durante alcune decadi.

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La fotosfera, la cromosfera e la corona sono gli strati costituenti l´atmosfera del Sole. Lí é possibile incontrare strutture molto diverse il cui carattere variabile o effimero é la base del concetto di attivitá.

Le macchie solari sono apparentemente le strutture meno attive. Sembrano scure perché sono “fredde” ossia possiedono circa di 1700 K meno che le regioni vicine; la temperatura della regione centrale di una macchia, l´ombra, puó scendere fino ai 3.000 K. La granulazione sembra sparire, segno che la convenzione é, per lo meno superficialmente, meno forte, diminuendo cosí almeno una fonte di calore. Misure del campo magnetico solare indicano che questo é sicuramente sufficientemente intenso per sopprimere o comprimere la convenzione sottostante. sopra la macchia solare, piú questo campo modella la macchia: la pressione magnetica andrá rapidamente a dominare la pressione gassosa. È questo che mostra la penombra della macchia: i filamenti, scuri o brillanti, materializzano le linee di forza; partendo dal centro della macchia, salgono nella cromosfera e ritornano a chiudersi nuovamente sopra la fotosfera vicina. Questo fenomeno non si verifica nel caso dei PORI, piccole macchie sprovviste della penombra.

Una mappa magnetica di una regione attiva rivela che i campi forti non si limitano alle macchie, ma rivela anche lí sono concentrate delle zone brillanti, le FACOLE. La brillantezza elevata delle facole si spiega per avere una temperatura piú alta. La ragione per cui nello stesso campo magnetico intenso possono prodursi regioni brillanti calde, le facole, e nello stesso momento regioni scure e fredde, le macchie, forse si puó spiegare attraverso le differenti strutture del campo magnetico di convenzione.

Il dominio della pressione gassosa da parte della pressione magnetica, man mano che ci solleviamo nell´atmosfera, fa che la materia, una volta ionizzata sotto l´effetto delle alte temperature, si trovi limitata dal campo magnetico, adottando le piú diverse fantasie geometriche. Questa delimitazione risulta dall´imprigionamento delle particelle elettricamente caricate (protoni, elettroni e ioni) che vanno in spirale attorno le linee di forza. Cosí osserviamo archi di tutte le dimensioni (da 100 a 10 000 km) e di tutte le temperature.

In questa maniera, la materia finisce di essere isolata passando ad essere supportata dal campo magnetico. è spiegata in questa maniera l´esistenza dei filamenti che sembrano scuri nel disco, perché la luce solare é assorbita lí e, al contrario, brillanti fuori dal limbo, una volta che la luce qui emessa é piú intensa del fondo cosmico. La temperatura di questi filamenti, al quale si dá nome di PROTUBERANZE o prominenze, é di circa 8.000 K., sufficientemente piú bassa del mezzo avvolgente, la corona che raggiunge 1 milione di K. : il campo magnetico appena autorizza un effetto di cambiamento di calore lungo delle sue linee di forza, isolando cosí la materia della fornace coronale.

Comunque, sotto diverse influenze come riscaldamento o riorganizzazione magnetica, la protuberanza puó essere “attivata” lasciando di essere in equilibrio. La materia “fredda” puó salire con una velocitá superiore a 100 Km al secondo, fino ad una altezza di un raggio solare e scomparire: in altri casi dopo la scomparsa brusca, il filamento torna e guadagna forma potendo sopravvivere a varie rotazioni solari.

Insomma, una regione attiva assomiglia alla maggior parte dei fenomeni che stanno alla origine della attivitá solare: macchie, facole, protuberanze. Si tratta prima di tutto, di zone di linee del campo magnetico chiuse e complesse. Quando accade una riorganizzazione magnetica, fenomeni dinamici spettacolari (eiezioni di materia) e anche violenti (eruzioni) appaiono.
Le eruzioni, raramente visibili in luce bianca (le migliori osservazioni sono fatte nella banda H-alfa idrogeno) sono fenomeni violenti il cui effetto si puó far sentire sulla Terra. L´eruzione si caratterizza Per un aumento molto forte della brillantezza, coprendo enormi regioni che possono arrivare a 5.000.000 di metri quadrati.

Esiste una gamma molto grande di manifestazioni eruttive, tanto dal punto di vista della importanza del gas emessivo, come della geometria, della durata, della natura dello spettro, etc..Peró qualcosa in comune lo hanno: in meno di un minuto le intensitá dei raggi solari aumentano dieci volte o piú, essendo necessari vari decine di minuti o anche ore affinché l´emissione luminosa torni al suo livello normale.

Le strutture piú spettacolari sono i grandi getti di gas, che presentano una base a forma di bolla arrotondata, che dopo si restringono in una estesa punta in direzione a 3 o 4 raggi solari, per poi allungarsi sotto forma di una coda radiale fino ad una decina di raggi solari. Nella coda, la materia coronale si allontana dal Sole con una velocitá di espansione supersonica. Altra proiezioni di massa, piú modeste, posseggono appena la base a forma di bolla, che culmina a due o 3 raggi solari. Queste eiezioni gassose, (dette anche FLARES, le prime e PROMINENZE le seconde, possiedono tempi distinti di vita: alcuni mesi nel caso delle prominenze e alcune settimane nel caso dei Flares) succedono quando una quantitá significativa di plasma denso piú freddo o gas ionizzato scappa dai campi magnetici solari deboli, normalmente chiusi e confinati, ed é espulso verso lo spazio interplanetario o eliosfera.
Eruzioni di questo genere possono produrre grandi problemi nelle zone piú vicine alla Terra, colpendo le comunicazioni, i sistemi di navigazione e addirittura il sistema di distribuzione elettrico.

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Lo studio della rotazione del Sole é fondamentale per la comprensione della ragione per la quale questo esibisce tutti i fenomeni di attivitá osservati nella sua superficie. Queste manifestazioni di attivitá solare sono il risultato della interazione tra la convezione, la rotazione e il campo elettromagnetico, assumendo particolare partcolare importanza il fatto della rotazione non essere uniforme, ma sí differenziale.

La rotazione differenziale nella superficie é caratterizzata per il fatto che la materia, nella regione equatoriale, completa una rotazione in meno di 25 giorni, corrispondendo ad una velocitá di 2 Km./s, in quanto vicino ai poli la rotazione dura circa 34 giorni. Lo stesso succede negli strati inferiori del Sole dove la velocitá di rotazione varia non solo con il raggio ma anche con la latitudine. Questo comportamento ha origine nella convenzione, perché é questa che regola il trasporto di del momento angolare, cosí si determina la velocitá angolare per ogni distanza al centro e per ogni latitudine. Da questo risulta un effetto di “deformazione” negli strati del Sole, perché esostono sezioni che sia in latitudine che in profonditá si muovono a velocitá differenti, trainando il campo magnetico. Nel processo non solo é prodotto il campo magnetico ma anche il gas é portato a situazioni di rottura, che sono alle origini dei fenomeni di attivitá osservati.

La generazione del campo magnetico si deve alla convenzione, che, dovuto al movimento che lo caratterizza, genera una turbolenza che a sua volta funziona come fonte di energia per il campo elettromagnetico. Questa generazione e/o accumulazione del campo magnetico avviene principalmente nella base dell´involucro convettivo, nello strato detto di “overshoot” che corrisponde alla zona di transizione che unisce la convenzione all’ interno in equilibrio iradiativo. Il campo cosí generato é così sufficientemente intenso per dare origine alle macchie solari e alle altre manifestazioni dell´attivitá del Sole.

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Il vento solare consiste nella emissione di particelle (atomi neutri, elettroni e ioni) che partono dalla corona solare, dove sono accelerati fino ad arrivare a velocitá di alcune centinaia di chilometri al secondo. Intimamente legato alla attivitá solare, il vento solare attraversa tutto il Sistema Solare, interagendo con i differenti corpi che lo compongono.

Costituito fondamentalmente da elettroni e ioni, principalmente dell´idrogeno e elio, questa miscela molto diluita contiene meno di una decina di particelle per cm. cubico al livello della orbita della Terra e la sua velocitá media é di circa 400km/s. Anche se il Sole perde con questo processo circa 1 milione di tonnellate di idrogeno al secondo, questo valore é lontano dall´essere significativo. Il vento solare impiegherebbe 10¹⁴ anni per disperdere tutta la massa del Sole nello spazio interplanetario, tempo molto superiore alla durata prevista della vita del Sole (circa 5 x 10⁹ anni). Allo stesso modo l´energia dispersa dal vento solare rappresenta un milionesimo di tutta l´energia fornita dal Sole.

L´espansione del vento solare a velocitá di vari centinaia di Km/s. deriva dal fatto che a multe migliaia di gradi, gli elettroni del plasma coronale hanno una velocitá di agitazione termica molto elevata, superiore a 5.000 Km./s. Attraverso la separazione delle cariche si crea un campo elettrico che accompagna i movimenti degli elettroni e degli ioni. Il campo gravitazionale del Sole li forza a mantenersi nella corona sotto una forte pressione, mentre in compensazione, nello spazio regna una pressione residuale molto debole. A partire da una certa altitudine nella corona la sua velocitá di agitazione termica diventa uguale alla velocitá di fuga; sopra questo limite critico si liberano uscendo a velocitá supersonica in una direzione radiale.

Le caratteristiche del vento solare sono fortemente variabili nel tempo e nello spazio. Cosí la sua velocitá di espansione puó variare dai 300 ai 1000 Km/s e la sua densitá puó fluttuare tra 0,1 e 30 partícelle/cm³. Queste variazioni riflettono il livello di attivitá del Sole e la non omogeneitá nella struttura della corona: le emissioni di maggior flusso di particelle si trovano normalmente associate a zone di grande attivitá, dove strutture magnetiche si formano fino che eventualmente diventino instabili, lanciando il materiale che lo costituiscono in violente eruzioni; d´altra parte i flussi piú rapidi del vento solare sono risultanti di buchi coronali dove il campo magnetico si apre verso lo spazio interplanetario, favorendo l´uscita delle particelle lungo le linee di campo.

Oltre alla alta velocitá radiale con cui le particelle che compongono il vento solare sono emesse, queste si trovano anche animate da una velocitá tangenziale, conseguenza del movimento di rotazione del Sole. È questo tipo di velocitá delle particelle che definisce la struttura a spirale del campo magnetico. Il fatto che nel Sole il polo magnetico non coincide con il polo di rotazione, provoca un disallineamento tra equatore magnetico ed equatore di rotazione, il cui effetto diventa visibile nell´aspetto corrugato del foglio della corrente del vento, che corrisponde alla separazione del vento tra emisfero Nord ed emisfero Sud. Cosí data l´irregolaritá del foglio di corrente, a volte la terra puó attraversare zone di polaritá opposte dipendendo dell´emisfero a cui corrisponde. Le transizioni tra polaritá distinte sono responsabili per vari fenomeni osservati nella Terra, come per esempio la formazione di aurore e le alterazioni della geometria del campo magnetico terrestre.

In realtá gli effetti del vento solare si fanno sentire in tutti i corpi del Sistema Solare, sia dovuto al flusso di particelle, sia alla presenza del campo magnetico solare. Nei pianeti in particolare, l’interazione tra i propri campi magnetici e il vento solare dá origine alla magnetosfera. Questo effetto puó assumere una maggiore o minore dimensione, dipendendo dalla intensitá dei suoi campi magnetici che funzionano come uno scudo protettivo del pianeta, impedendo che le particelle del vento solare e il campo magnetico solare arrivino a colpirci direttamente. Oltre la Terra, nei pianeti interni, e Giove nei pianeti esterni presentano magnetosfere di dimensioni apprezzabili multo superiore a propri raggi.

Nel caso speciale della terra, il vento solare che lo colpisce é catturato dal campo magnetico del pianeta, formando ile fasce di VAN ALLEN, nella magnetosfera terrestre. Queste fasce permettono appena che le particelle caricate entrino nella atmosfera per i poli, dando origine ai fenomeni luminosi di eccitazione e diseccitazione degli atomi di ossigeno: Le aurore boreali.

La prima evidenza osservazionale della esistenza del vento solare sono state le code delle comete. Quando un nucleo cometario si avvicina sufficientemente al Sole, l´intensitá della radiazione e del vento diventano capaci di togliere materia da questo corpo creando le code cometarie, essendo una radiale come risultato diretto del vento solare sopra le particelle ionizzate liberate dalla cometa, mentre un´altra coda corrisponde alla polvere emessa dal nucleo che data la sua massa soffre un effetto piú forte della gravitá e della pressione di radiazione. Una volta che, qualunque sia la traiettoria della cometa, la coda ionizzata é espulsa in una direzione anti-solare, significa che questa emissione corpuscolare (il vento solare) é costantemente soffiata dal Sole in tutte le direzioni. In realtá questa puó intensificarsi quando il Sole diventa particolarmente attivo, peró é sempre presente sia che ci siano macchie o eruzioni sul Sole.

Nella stesa maniera in cui i pianeti e in particolare la Terra sviluppano una magnetosfera, anche il Sole lo fa, dovuto alla presenza di un campo magnetico galattico originando l´eliosfera. Ad una grande distanza dal Sole quando la pressione del vento solare diventa della stessa ordine di grandezza della pressione interstellare, diventa impossibile per il fluido coronale respingere il mezzo interstellare.

Troviamo quindi nel limite della eliosfera l´eliopausa, dove si ha il reincontro tra vento solare e il mezzo interstellare, si ignora se i due mezzi si interpenetrano in forma diffusa o se il vento solare é fermato con uno schock.

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La cromosfera si fonde gradualmente con la corona, lo strato piú esterno e piú rarefatto della atmosfera solare. La corona é l´alone di luce bianca che appare attorno al Sole nelle occasioni delle eclissi totali, perché anche se ha una brillantezza equivalente a quello della luna piena, lei resta oscurata quando la fotosfera é visibile. In questo esteso strato atmosferico possiamo distinguere la corona interna che si estende fino a circa 2 raggi solari oltre il bordo solare, e la corona esterna che si estende oltre la prima.

Lo studio della radiazione emessa dalla corona in tutte le specie delle radiazioni elettromagnetiche, permette di mostrare che la sua temperatura é molto piú elevata della cromosfera: é dell´ordine del milione di gradi. La temperatura passa brutalmente da 20 mila a 500 mila Kelvins in una zona di tansizione il cui spessore é inferiore ai 1000 Km e culmina con 1,5 milioni di gradi K nella corona interna e si mantiene nel milione di gradi nella corona esterna. Questa temperatura elevata é responsabile dell’ estensione della corona fino ad una decina di raggi solari e ha origine dallo stesso processo fisico che riscalda la cromosfera: trasporto di energia per correnti elettriche indotte da campi magnetici variabili.

La densitá del gas solare, che nella fotosfera dimuiva con l´altitudine, nella corona diminuisce lentamente. Conseguentemente la densitá media che é attorno ai 10⁸ atomi/cm³ a una distanza di 4 raggi solari oltre il bordo.
Come é facile indovinare le differenze di brillantezza delle diverse strutture osservate nella corona, densitá e temperatura presentano grandi deviazioni in relazione ai loro valori medi. Cosí, nelle condensazioni coronali, osservate come regioni piú brillanti in tutti le gamme d´onda, la densitá puó arrivare a 10¹⁰ atomi/cm³ e la temperatura ultrapassare i 3 milioni di Kelvin.

Questa enorme temperatura, assieme alla densitá molto debole, spiega le strane proprietá della corona. La corona ha circa la stessa composizione chimica della fotosfera, peró gli atomi si trovano fortemente ionizzati. A misura che la temperatura si alza nella zona di transizione, questi atomi perdono progressivamente i propri elettroni, diventando molti di loro ridotti al nucleo come é il caso dell´idrogeno e dell´elio.

La corona, lungi dall´essere un involucro sferico omogeneo, contiene un gran numero di strutture caratteristiche, molto variate. Le strutture piú spettacolari sono i grandi getti di gas, che presentano una base a forma di bolla arrotondata, che dopo si stringono in una estesa porta in direzione a 3 o 4 raggi solari, per dopo allungarsi sotto forma di una coda radiale fino ad una dozzina di raggi solari. Nella coda, la materia coronale si allontana dal Sole con una velocitá di espansione supersonica. Altre proiezioni di massa, piú modeste, posseggono appena la base a forma di bolla che culmina a 2 o 3 raggi solari. Queste eiezioni di gas chiamate anche FLARES, le prime e PROMINEZE le seconde, hanno un tempo di vita distinta: alcuni mesi nel caso delle prominenze e alcune settimane nel caso dei flares. Queste eiezioni avvengono quando una quantitá significativa di plasma piú freddo o gas ionizzato scappa dai campi magnetici solari deboli, normalmente chiusi e confinati e sono espulsi verso lo spazio interplanetario o eliosfera. Eruzioni di questo genere possono produrre gravi problemi nell´ambiente piú prossimi alla Terra, colpendo le telecomunicazioni, sistemi di navigazione e anche i sistemi di distribuzione elettrica. Quando osservate contro il disco solare, le prominenze appaioni come macchie piú scure, passandosi a chiamare FILAMENTI.

Altre strutture caratteristiche, le piume, sembrano uscire radialmente dalle regioni polari e disegnare le linee di forza di una barra magnetizzata. Di fatto, getti e piume riproducono molto fedelmente la configurazione del campo magnetico coronale.

Tale come la corona esterna, la corona interna appare alla stessa maniera molto etorogenea. Il campo magnetico riesce, a sua volta, sorreggere per lunghi periodi il gas, dando origine ad archi che si alzano fino a 100.000 Km sopra i bordi.

In generale, l´evoluzione delle forme coronali segue lo sviluppo dei campi magnetici attraverso il ciclo solare ed é associata alla attivitá solare. Le immagini, principalmente quelle a raggi X, rivelano anche la presenza di cavitá oscure da dove non esce nessuna luce e a cui si dá il nome di BUCHI CORONALI (CH). In queste si distinguono vari punti brillanti (circa un centinaio) isolati, il cui tempo di vita é di alcune ore.

Dalla corona esce il vento solare, un flusso continuo di particelle emesse a partire dalla corona a velocitá supersóniche. Queste particelle attraversano tutto il sistema solare in tutte le direzioni arrivando fino agli spazi interstellari. È possibile non solo osservare la emissione di questo vento dal Sole, ma anche il suo effetto in tutto il sistema solare, dovuto alla maniera di come interagisce con i pianeti, comete e asteroidi.

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