Monitoraggio solare

FEBBRAIO 2015:Un Filamento Solare molto Resistente!DETTAGLI e VIDEO

Dettagli: Categoria principale: Monitoraggio & Analisi modelli; Categoria: Monitoraggio solare; Pubblicato 16 Febbraio 2015; Scritto da Paolo Lui

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Era lungo ben oltre 1 milione di chilometri, o l'equivalente di almeno 2,5 volte la distanza Terra-Luna

I Filamenti solari sono nubi di gas ionizzato sopra la superficie solare, stretto tra le regioni magnetiche di polarità opposta. Essi appaiono più freddi e più densi del plasma sotto e nei loro dintorni, e appaiono come linee scure, se viste sul disco solare, o le macchie luminose vicino al lembo solare (allora si chiamano "protuberanze").

Filtri speciali sono tenuti ad osservare queste caratteristiche, e uno in particolare, l'idrogeno-alfa (H-alfa), cattura la linea nella parte rossa dello spettro solare. Essa mostra l'atmosfera interna fresca del sole.

L'immagine sotto a sinistra mostra un lungo filamento che ha iniziato il transito del Sole all'inizio della scorsa settimana. Si riempie ordinatamente la zona di transizione tra due grandi macchie di opposta polarità magnetica, come si può vedere nell'immagine a destra: nero (negativo) a sinistra (est), bianco (positivo) a destra (ovest).

Questo filamento ha iniziato ad apparire il 2 febbraio sul lembo est. A poco a poco, la rotazione solare lo ha spostato ulteriormente sull'emisfero solare rivolto verso la terra. E' stato visibile così a lungo, che ci è voluta quasi una settimana prima che potesse essere visto nella sua interezza. Era lungo ben oltre 1 milione di chilometri, o l'equivalente di almeno 2,5 volte la distanza Terra-Luna. L'altezza del filamento sembra corrispondere a circa 3,5 diametri terrestri (+/- 43,000 km), che non è un valore eccezionale.

Tuttavia, la lunghezza del filamento è qualcosa che non vediamo ogni giorno, ma non è la prima volta che vediamo una tale lunga struttura. Ad esempio, un filamento leggermente più corto era visibile all'inizio del 2005 ed è durato per oltre 3 rotazioni solari complete. Le immagini sotto mostrano il filamento del 22 febbraio, 21 marzo e 17 aprile 2005.

Sebbene la maggior parte di questi lunghi filamenti casualmente eruttano, questo non deve necessariamente essere il nostro caso. Molto dipende dalla stabilità dei campi magnetici circostanti. L'attività di presenza e flaring in regioni vicine attive può disturbare questi campi, e destabilizzare il filamento che può poi scoppiare. È interessante notare, in questo caso, che vi è una regione attiva (NOAA 12280) sul lato ovest del filamento.

Parte del filamento sud-orientale (in basso a sinistra dell'immagine sopra) si è esaurito durante le ore serali dell'11 febbraio. L'eruzione non è stata associata ad un evidente riflesso di Raggi x o flusso di protoni, ma le immagini coronografiche hanno rilevato evidenti espulsione di massa coronale.

Paolo Lui mpi end