Facciamo un po’ di chiarezza su cosa sono i buchi coronali e cosa provocano.
Se osserviamo le immagini solari provenienti dalla NASA, tramite il Solar Dynamics Observatory (SDO) alla lunghezza d’onda di 193 o 211 Ångstöm, possiamo notare gli strati esterni caldi dell’atmosfera solare. Questo strato più esterno del Sole è chiamato corona. Il campo magnetico del Sole gioca un grande ruolo nel modo in cui vediamo questa immagine. Le aree luminose ci mostrano un gas caldo e denso che viene catturato dal campo magnetico del Sole.
Osservando le aree scure, esse risultano quasi vuote, infatti sono luoghi dove il campo magnetico del Sole raggiunge lo spazio in modo che i gas caldi possano fuoriuscire. Queste zone sembrano così buie perché c’è ben poco materiale caldo rispetto alle zone adiacenti.
L’immagine di un tipico buco coronale visto dalla sonda Solar Dynamics Observatory della NASA.
Il campo magnetico di un buco coronale è diverso rispetto al campo magnetico del Sole. Invece di tornare in superficie, queste linee di campo magnetico rimangono aperte e si espandono nello spazio. Al momento però non è ancora ben chiaro dove si ricollegano. Invece di tenere insieme il gas caldo, queste linee aperte di campo magnetico causano la formazione dei buchi coronali, dove il vento solare può sfuggire alle alte velocità.
Quando un buco coronale è posizionato in prossimità del centro del disco solare e rivolto verso la Terra, questi gas caldi fluiscono verso la Terra ad una velocità superiore a quella del regolare vento solare e possono causare disturbi geomagnetici sulla Terra con una maggiore attività aurorale alle alte latitudini, a seconda delle dimensioni e della posizione del buco coronale sul disco solare. I buchi coronali di solito non sono molto interessanti per gli osservatori e solo occasionalmente causano tempeste geomagnetiche, e comunque soltanto nei massimi solari.
Come riconosco il flusso di un buco coronale?
A differenza dell’espulsione di massa coronale, il flusso di un Buco Coronale ad alta velocità (CH HSS) arriva molto più lentamente, con inizialmente un costante aumento della densità del vento solare. Questo aumento della densità del vento solare si verifica quando il veloce vento solare incontra le più lente particelle del vento solare di fronte ad essa. Questo fenomeno è anche chiamato regione di interazione corotante (CIR) ed è spesso accompagnato da un aumento della forza del campo magnetico interplanetario (FMI). Solo dopo questa CIR vedremo che la velocità del vento solare aumenta mentre la densità del vento solare diminuisce.
Spero di aver fatto un po’ di chiarezza sulla differenza derivata dalle tempeste provocate dai buchi coronale (meno pericolose) e le tempeste solari provocate dai brillamenti solari (molto più pericolose).
Enzo
Attività Solare
