L'atmosfera del Sole si divide in due strati: la cromosfera e la corona. Sotto questi strati si trova la fotosfera.
LA FOTOSFERA
La superficie visibile del Sole e' chiamata fotosfera (sfera di luce). Si
tratta di un sottile guscio di gas profondo circa 200 chilometri. La maggior
parte dell'energia irraggiata dal Sole proviene dalla fotosfera. La sua
temperatura e' di circa 5500oC. La densita' della fotosfera diminuisce
bruscamente verso il suo limite esterno, dando l'apparenza di un confine
netto. Sebbene la superficie ci appaia omogenea, e' in realta' turbolenta,
presentando vigorosi moti convettivi. La sommita' degli elementi convettivi prende il nome
di granuli. Un singolo granulo ha una dimensione di circa 1000 chilometri. Un
granulo puo' salire verso la superficie anche ad una velocita' di circa 1800
chilometri orari. Un'altra caratteristica piu' familiare della fotosfera e' la macchia solare.
LE MACCHIE SOLARI
Le macchie scure sulla superficie del Sole sono state osservate per migliaia
di anni. Alcune macchie raggiungono la dimensione della Terra (!), e le macchie
individuali possono persistere per diverse settimane.
In luce visibile, le macchie appaiono scure in confronto alla luminosissima
fotosfera. Il loro colore S dovuto ad una temperatura inferiore (3500oC)
rispetto a quella del resto della fotosfera. A parita' di area, le macchie
irradiano solo il 20 per cento dell'energia irradiata dalla fotosfera.
Il Sole possiede un fortissimo campo magnetico la cui origine viene attribuita
ai moti convettivi e alle differenze di rotazione tra i vari strati di gas.
Questi strati di rotazione differenziale (25 giorni all'equatore e 36 ai poli)
appaiono profondi almeno 200000 chilometri. Negli strati sottostanti il
periodo di rotazione sembrerebbe costante (27 giorni).
Le macchie solari presentano intensissimi campi magnetici, infatti, il campo
magnetico solare e' cosi' forte in prossimita' delle macchie da ridurre
notevolmente i moti convettivi con conseguente riduzione del calore portato in
superficie che, quindi, provoca un abbassamento della temperatura nella zona
della macchia.
La posizione e il numero della macchie varia durante gli 11 anni del ciclo
solare. All'inizio di un nuovo ciclo ci sono poche macchie e la loro
distribuzione e' localizzata principalmente nelle zone di latitudine media Col
procedere del ciclo il numero delle macchie aumenta e la loro posizione
raggiunge latitudini inferiori.
Mentre il ciclo solare si e' mantenuto relativamente costante fin dal 1710,
nel periodo compreso tra il 1640 e il 1710 non vennero praticamente registrate
macchie. Questo periodo, chiamato "Minimo di Maunder", non e' mai stato
spiegato. Sebbene coincida con una piccola era glaciale nel nord Europa, un
periodo in cui le temperature erano sotto la media, nessuna relazione e' stata
scientificamente provata.
LA CROMOSFERA
La cromosfera (sfera di colore) e' un sottile strato di gas spesso solamente
poche migliaia di chilometri situato appena sopra la fotosfera.
Durante le eclissi di Sole, subito dopo che la Luna ha coperto il Sole, la
cromosfera appare come un contorno rosso. La cromosfera e' piu' calda della
fotosfera. Da una temperatura di (4200oC) negli strati piu' interni, raggiunge
gli 8200oC verso l'esterno. Ancora piu' all'esterno si trova una zona in cui
il gas non riesce piu' a raffreddarsi efficacemente; questo e' il regno della
corona, in cui la temperatura sale bruscamente fino a 1 milione di gradi.
LA CORONA
L'ultimo strato dell'atmosfera solare viene chiamato corona. Appare come un
alone bianco attorno al Sole durante le eclissi. La luminosita' della corona
e' causata dallo scattering della luce sugli elettroni liberati dagli atomi a
causa dell'alta temperatura. Si ritiene che l'alta temperatura della corona sia dovuta all'interazione del gas con gli intensi campi magnetici della fotosfera.
La corona si estende per milioni di chilometri nello spazio interplanetario.
PROTUBERANZE E FLARES
Osservata sul bordo solare, una protuberanza e' una massa di gas ionizzato che
si estende dalla superficie nella corona, formando spesso un arco o una serie
di archi. Un gas ionizzato conduce le cariche elettriche in quanto gli atomi
che lo costituiscono sono stati privati degli elettroni, quindi questi atomi
seguono le linee di forza del campo magnetico che collegano le macchie.
Saltuariamente un'estremita' delle protuberanze si stacca dalla superficie del
Sole catapultando il gas nello spazio. In questo caso la protuberanza prende
il nome di "protuberanza eruttiva".
Un flare solare e' probabilmente la manifestazione piu' spettacolare associata
all'attivita' del Sole. Un flare rilascia nello spazio una quantita' enorme di
energia, alcune volte accompagnata da emissioni di gas.
I flares possono rilasciare in pochi secondi un'energia superiore a quella di
un'esplosione termonucleare di piu' di un miliardo di megatoni con
l'espulsione di piu' di 9 miliardi di tonnellate di materia.
I flares solari sono il risultato di violente esplosioni che si verificano
nell'atmosfera solare. Le particelle energetiche che raggiungono la Terra
durante i flares interagiscono con il campo magnetico terrestre causando
diversi fenomeni: dalle aurore boreali alle tempeste magnetiche con
conseguente interruzione delle comunicazioni.
IL VENTO SOLARE
Il vento solare e' un flusso costante di gas altamente ionizzato emesso dal
Sole verso il Sistema Solare. Quando il campo magnetico forma degli archi che
si estendono nella parte alta della corona, le linee di forza si indeboliscono
proporzionalmente alla loro distanza dal Sole formando dei buchi nella corona.
In queste zone, la pressione del gas e' talmente forte da consentirgli la fuga
dando cosi' origine al vento solare. Dopo circa cinque giorni dall'emissione, il vento raggiunge la Terra dove viene rilevato mediante i satelliti orbitali.
Il vento solare puo' raggiungere velocita' superiori ai 700 chilometri al
secondo e avere una densita' che varia da 10 a 100 particelle per centimetro
cubo.
Come leggere i Solar report del SESC Il solar report riassume posizione e classificazione di tutti
i fenomeni che possiamo definire "piu` stabili" della giornata, cioe`
le Regioni Attive.
Che cosa sono? E` un termine molto generico usato per indicare una
vasta scala di fenomeni che vanno dalle note Macchie Solari presenti sulla
Fotosfera (l'atmosfera visibile piu` interna del Sole, quella in sostanza
che vediamo anche ad occhio nudo; ma e` meglio un telescopio ben
filtrato!) per arrivare fino ai meno celebri "Burst coronali", ovvero
enormi quantita` di materia (protoni, elettroni e radiazioni) espulse
attraverso potenti campi magnetici dalla Corona (l'atmosfera piu` esterna
e piu` invisibile, osservabile durante le eclissi o con filtri o quote di
minimo 3000 metri, oppure ancora con i radiotelescopi).
Dunque vediamo di LEGGERE il Region report...
Nella seconda colonna (Location) possiamo leggere le coordinate della
RA, sempre riferite alla data e ora indicate in testa. Le coordinate sono
espresse in forma eliografica, ovvero riferite alle coordinate proprie del
Sole (equatore solare e meridiano centrale solare). L'asse di rotazione
solare e` infatti inclinato rispetto l'eclittica di un angolo variabile
durante l'anno, quindi per ricavare le coordinate di una macchia bisogna
fare un discreto numero di calcoli (vd. bibliografia in fondo al msg). I
primi tre caratteri danno la posizione rispetto l'equatore, cioe` la
latitudine eliografica, mentre gli ultimi tre indicano la posizione
rispetto al meridiano centrale, ovvero la longitudine eliografica.
La terza colonna (LON) da un'ulteriore coordinata del fenomeno,
ovvero la Longitudine di Carrington, che prende come riferimento l'inizio
di ogni nuova rotazione. Come ho gia` detto anche il Sole ruota e ad
ognuna delle sue rotazioni viene assegnato un numero sequenziale: in
questo periodo il Sole sta iniziando la sua 1849esima rotazione. E` una
coordinata molto utile se si vuole avere una distribuzione spaziale di
tutte le RA sulla superfice di ogni rotazione.
Quarta colonna, AREA. Semplicemente indica l'estensione del gruppo di
macchie solari, espressa in milionesimi di superfice solare(1/10^6 di sup.
solare = 3.02*10^16 cm^2); i gruppi piu` vasti possono arrivare anche a
5-6000 milionesimi di estensione, ovvero 5-6 millesimi di superfice.
Sembrano estensioni molto piccole perche` sono confrontate con il Sole
che ha un diametro di 1.400.000 Km, ma se facciamo il rapporto vediamo che
fenomeni di quelle dimensioni misurano in longitudine piu` di 50.000 km,
quattro volte il diametro terrestre!
La quinta colonna Z indica il tipo di macchia solare.
La classificazione classica di Zurigo (in realta` fu inventata da
Waldmeier) e` stata sostituita nel 1990 dalla "McIntosh Sunspot Group Classification",
che si avvale di tre lettere per descrivere il gruppo.
Nella forma generale le tre lettere Zpc indicano: La colonna LL indica la lunghezza massima (in gradi eliografici)
del gruppo di macchie, misurata sulla linea congiungente le due
macchie principali con polarita` opposta, oppure parallelamente
all'equatore se si tratta di un gruppo unipolare. La colonna NN e`
altrettanto fondamentale per noi astrofili, un parametro di
confronto per le capacita` dello strumento e del seeing durante
l'osservazione: si tratta infatti del numero di macchie presenti nel
gruppo. Con questo numero, insieme al numero di gruppi visibili
presenti nel reports, si puo` costruire un grafico sui numeri di Wolf
come quello che mensilmente lasciamo in area. Tenete presente
che le osservazioni per compilare il reports vengono effettuate
tutte con strumenti che producono una immagine solare con diametro
maggiore di 18 centimetri; il motivo ve lo spieghero` nel prox msg
sulla classificazione di McIntosh.
Passiamo ora all'ultima colonna, MAG TYPE, ovvero la classe di
magnetica della RA. Ha un valore, per noi, puramente didattico visto che
gli strumenti per rilevare la composizione magnetica di un fenomeno solare
sono senz'altro fuori della portata della maggior parte degli astrofili.
Ecco quindi una tabella per la "codifica" dei MAG TYPE: Di recente il SESC immette all'inizio di ogni report il grafico
del flusso di elettroni solari misurati dal GEOS. Credo che le note in
fondo al grafico siano esaustive.
Si consigliano alcuni libri per chi volesse approfondire il discorso Sole. Di seguito trovate la spiegazione di "tutti" i termini presenti nei solar
report e forecast.
Eclissi, ciclo di Saros Il gruppo astrofili Antares e' strettamente collegato al CNR di bologna ed in
particolare al dott. Cevolani, esperto di fisica dell'alta atmosfera.
Tra i vari studi che sta portando avanti e' da menzionarne uno i cui risultati
indicano una corrispondenza diretta tra l'inizio dei cicli di Saros e le
precipitazioni estreme, cioe' con un ciclo di circa 18 anni.
Cio' potrebbe essere dovuto ad effetti mareali nell'alta atmosfera che
condizionano, per esempio, i percorsi delle jet streams e delle grandi
strutture cicloniche ed anticicloniche.
Un nuovo ciclo di Saros e' iniziato il 3 Nov 1994.
Macchie solari
Come forse vi avevo accennato, la classificazione classica di Zurigo (in
realta` fu inventata da Waldmeier) e` stata sostituita nel 1990 dalla
"McIntosh Sunspot Group Classification", che si avvale di tre lettere per descrivere il
gruppo. Nella forma generale le tre lettere Zpc indicano:
Veniamo ora alle misteriose due colonne indecifrate.
I dati dei reports sono il sunto di tutte le osservazioni spedite al Boulder
(Colorado) nel giorno in questione. Il SESC riassume ed elabora le
osservazioni e compone il bollettino. Non credo sia necessario specificare che al Boulder
collaborano tutti i piu` importanti osservatori di fisica solare del mondo.
Altre novita`: il SESC mensilmente spedisce rapporti preliminari
sull'attivita` solare, includendo tra i vari dati anche i numeri relativi di
Wolf calcolati secondo le osservazioni del SESC e secondo i dati ricevuti al
Boulder (il centro di raccolta dati internazionale sull'attivita` solare, a
cui credo collabori pure l'UAI attraverso il centro in Belgio).
Se l'abbonamento a questi dati non e` troppo oneroso cercheremo di abbonarci
pure noi (vengono diffusi via posta, non elettronica), come ulteriore termine
di paragone sia per noi che per la ASTRO.
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# Area : ASTRO.ITA (Astrofili)
# Da: Christian Lavarian ( 20/12/1994 13:41 )
# A: All
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> I. REGIONS WITH SUNSPOTS. LOCATIONS VALID AT 12/2400Z NOVEMBER
Indica il tipo di fenomeni che verranno elencati, in particolare tutte
le regioni attive che si presentano come macchie solari (sunspots), e
quindi visibili anche con un semplice telescopio. Ci dice inoltre che le
coordinate dei fenomeni sono riferite alla data del 27 July alle ore
24:00; la Z dopo l'ora indica che questa e` da intendersi come Tempo
Universale.
Anche il Sole ha una rotazione sul proprio asse (che si compie, a circa
17 gradi di latitudine, in 27 giorni), per questo l'ora in cui sono
calcolate le posizioni e` importante. In un giorno una macchia si sposta
in media di 13 gradi!
> NMBR LOCATION LO AREA Z LL NN MAG TYPE
> 6924 S21E18 323 0010 BXO 03 003 BETA
La prima colonna indica il numero sequenziale assegnato alla regione
attiva quando e` stata scoperta (o e` nata); il numero piu` alto di
regione che trovate indica appunto che, dall'inizio di questo ciclo, si
sono formate tot regioni attive. Durante l'inizio di ogni ciclo infatti i
numeri delle RA vengono azzerati. Attenzione pero`: questo azzeramento non
e` arbitrario, anzi in particolari periodi vedremo sul Sole regioni con la
numerazione del nuovo ciclo (quindi numeri molto bassi) insieme a RA con
ancora la numerazione del vecchio ciclo in fase di esaurimento.
L`elemento fondamentale che accomuna tutte le RA sono i campi magnetici:
esse infatti possono essere definite come l'alterazione dei fasci
magnetici che avvolgono il Sole in linea parallela all'equatore (questo
per via della rotazione solare e delle diverse velocita` delle macchie
solari). Le cause di questa alterazione non sono tutt'ora ben note, cio`
che invece si sa con certezza e` che ogni RA bipolare ha la macchia
principale piu` anteriore (rispetto al verso di rotazione) di una certa
polarita` in relazione all'emisfero (Nord o Sud) a cui appartiene. Ad
esempio, in un certo ciclo, nelle regioni a Nord la polarita` della
macchia "P" (che Precede) e` negativa (e quella "F", Following, che segue,
positiva), mentre in quelle a Sud la polarita` delle macchie "P" e`
positiva (e negativa la "F"). Fatto straordinario: all'inizio di ogni
ciclo undecennale queste polarita` si invertono, quindi avremo che
nell`emisfero Nord le polarita` delle macchie "P" delle regioni del nuovo
ciclo saranno positive, e negative a Sud. Questo metodo quindi e`
infallibile. Si ricava inoltre che ogni 2 cicli solari (circa ogni 22 anni
quindi) le polarita` tornano nel medesimo emisfero; in sostanza i cicli
pari tendono ad una certa polarita` e quelli dispari all'inversa (non
ricordo quale purtroppo).
Per fare un esempio, una macchia di tipo BHO sara` bipolare (la classe B di
Zurigo descrive appunto i gruppi bipolari ma ad uno stadio iniziale di
vita, quindi molto piccoli) con una penombra, intorno la macchia piu` grande,
ampia e simmetrica e tutto il gruppo risulta piuttosto aperto (relativamentr
alle sue dimensioni), ovvero le singole macchie sono piuttosto
sparpagliate.
x = nessuna penombra,
r = rudimentale,
s = piccola e simmetrica,
a = piccola e asimmetrica,
h = ampia e simmetrica,
k = ampia ed asimmetrica.
x = singola macchia,
o = aperto,
i = intermedio,
c = compatto.
ALPHA Regione unipolare;
BETA Regione bipolare;
GAMMA Regione complessa;
DELTA esistono ombre di polarita` opposta entro una
penombra in gruppi di tipo BETA e GAMMA.
Come vi dicevo ogni RA e` caratterizzata da un campo magnetico;
l'evoluzione e la complessita` di quest'ultimo sono il principio base per
la nascita di tutta la classe di fenomeni delle regioni attive. Una RA con
un Mag Type GAMMA o ancor meglio DELTA sara` sicuramente potenziale
produttrice di brillamenti e tempeste magnetiche, o protuberanze solari
molto vaste oppure ancora di potenti burst coronali.
LA STELLA SOLE
Paolo Boringhieri Ed.
1966
Per l'astrofilo rimane una pietra miliare per lo studio e la conoscenza
dei fenomeni di attivita` solare
ASTRONOMIA - Alla scoperta del Cielo, prima edizione
Vol. II, pp. 471-569
CURCIO Ed.
Peter Duffett-Smith
ASTRONOMIA PRATICA CON L'USO DEL CALCOLATORE
Sansoni Ed.
AA.VV.
Solar Physics
125: pp. 251-267, 1990
Patrick S.McIntosh
The Classification of Sunspot Groups
a INDEX. A 3-hourly "equivalent amplitude" index of local geomagnetic
activity; "a" is related to the 3-hourly K INDEX according to
the following scale:
K 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9
a 0 3 7 15 27 48 80 140 240 400
A INDEX. A daily index of geomagnetic activity derived as the average
of the eight 3-hourly a indices.
ACTIVE. Geomagnetic levels such that 15 <= Ap < 30.
ACTIVE DARK FILAMENT (ADF). An ACTIVE PROMINENCE seen on the DISK.
ACTIVE LONGITUDE. The approximate center of a range of heliographic
longitudes in which ACTIVE REGIONS are more numerous and more
FLARE-active than the average.
ACTIVE PROMINENCE. A PROMINENCE displaying material motion and changes
in appearance over a few minutes of time.
ACTIVE PROMINENCE REGION (APR). A portion of the solar LIMB displaying
ACTIVE PROMINENCEs.
ACTIVE REGION (AR). A localized, transient volume of the solar atmosphere
in which PLAGEs, SUNSPOTS, FACULAe, FLAREs, etc. may be observed.
ACTIVE SURGE REGION (ASR). An ACTIVE REGION that exhibits a group or
series of spike-like surges that rise above the limb.
AFRED. Abbreviation for the A INDEX for Fredericksburg.
ANGSTROM. A unit of length = 1.0E-08cm.
Ap INDEX. An averaged planetary A INDEX based on data from a set of specific
stations.
ARCH FILAMENT SYSTEM (AFS). A bright, compact PLAGE crossed by a system
of small, arched FILAMENTS, which is often a sign of rapid or
continued growth in an ACTIVE REGION.
ASTRONOMICAL UNIT (AU). The mean earth-sun distance, equal to 1.496E+13cm
or 214.94 solar radii.
AURORA. A faint visual phenomenon associated with geomagnetic activity,
which occurs mainly in the high-latitude night sky; typical
auroras are 100 to 250 km above the ground.
AURORAL OVAL. An oval band around each geomagnetic pole which is the
locus of structured AURORAe.
AUTUMNAL EQUINOX. The EQUINOX that occurs in September.
BARTEL'S ROTATION NUMBER. The serial number assigned to 27-day rotation
periods of solar and geophysical parameters. Rotation 1 in
this sequence was assigned arbitrarily by Bartel to begin in
January 1833.
BRIGHT SURGE ON THE DISK (BSD). A bright gaseous stream (SURGE) emanating
from the CHROMOSPHERE.
BRIGHT SURGE ON THE LIMB (BSL). A large gaseous stream (SURGE) that moves
outward more than 0.15 solar radius above the LIMB.
BURST. A transient enhancement of the solar RADIO EMISSION, usually
associated with an ACTIVE REGION or FLARE.
CARRINGTON LONGITUDE. A system of fixed longitudes rotating with the sun.
CENTIMETER BURST. A solar radio burst in the centimeter wavelength range.
CENTRAL MERIDIAN PASSAGE (CMP). The passage of an ACTIVE REGION or other
feature across the longitude meridian that passes through the
apparent center of the solar DISK.
CHROMOSPHERE. The layer of the solar atmosphere above the PHOTOSPHERE
and beneath the TRANSITION REGION and the CORONA.
CONJUGATE POINTS. Two points on the earth's surface, at opposite ends
of a geomagnetic field line.
CONTINUUM STORM (CTM). General term for solar noise lasting for hours
and sometimes days.
COORDINATED UNIVERSAL TIME. By international agreement, the local time
at the prime meridian, which passes through Greenwich, England.
Therefore, it is also known as GREENWICH MEAN TIME, or sometimes
simply UNIVERSAL TIME.
CORONA. The outermost layer of the solar atmosphere, characterized by low
densities (<1.0E+09/cc) and high temperatures (>1,0E+06deg.K).
CORONAL HOLE. An extended region of the CORONA, exceptionally low in
density and associated with unipolar photospheric regions.
CORONAL RAIN (CRN). Material condensing in the CORONA and appearing to
rain down into the CHROMOSPHERE as observed in H-ALPHA at the
solar LIMB above strong SUNSPOTS.
CORONAL TRANSIENTS. A general term for short-time-scale changes in the
CORONA, but principally used to describe outward-moving PLASMA
clouds.
COSMIC RAY. An extremely energetic (relativistic) charged particle.
CROCHET. A sudden deviation in the sunlit geomagnetic field (H component;
see GEOMAGNETIC ELEMENTS) associated with large solar FLARE
X-ray emission.
D REGION. A daytime layer of the earth's IONOSPHERE approximately 50 to
90 km in altitude.
DARK SURGE ON DISK (DSD). Dark gaseous ejections visible in H-ALPHA.
DIFFERENTIAL ROTATION. The change in SOLAR ROTATION RATE with latitude.
Low latitudes rotate at a faster angular rate (approx. 14
degrees per day) than do high latitudes (approx. 12 degrees
per day).
DISAPPEARING SOLAR FILAMENT (DSF). The sudden (timescale of minutes to
hours) disappearance of a solar FILAMENT (PROMINENCE).
DISK. The visible surface of the sun (or any heavenly body) projected
against the sky.
Dst INDEX. A geomagnetic index describing variations in the equatorial
RING CURRENT.
E REGION. A daytime layer of the earth's ionosphere roughly between the
altitudes of 85 and 140 km.
EMERGING FLUX REGION (EFR). An area on the sun where new magnetic flux is
erupting.
ERUPTIVE PROMINENCE ON LIMB (EPL). A solar PROMINENCE that becomes
activa ted and is seen to ascend from the sun.
EXTREMELY LOW FREQUENCY (ELF). That portion of the radio frequency
spectrum from 30 to 3000 hertz.
EXTREME ULTRAVIOLET (EUV). A portion of the electromagnetic spectrum
from approximately 100 to 1000 angstroms.
F CORONA. Of the white-light CORONA (that is, the corona seen by the
eye at a total solar ECLIPSE), that portion which is caused
by sunlight scattered or reflected by solid particles (dust)
in interplanetary space.
F REGION. The upper layer of the IONOSPHERE, approximately 120 to
1500 km in altitude. The F region is subdivided into the F1
and F2 regions. The F2 region is the most dense and peaks at
altitudes between 200 and 600 km. The F1 region is a smaller
peak in electron density, which forms at lower altitudes in
the daytime.
FACULA. A bright region of the PHOTOSPHERE seen in white light, seldom
visible except near the solar LIMB.
FIBRIL. A linear pattern in the H-ALPHA CHROMOSPHERE of the sun, as
seen through an H-alpha filter, occurring near strong SUNSPOTS
and PLAGE or in FILAMENT channels.
FILAMENT. A mass of gas suspended over the PHOTOSPHERE by magnetic fields
and seen as dark lines threaded over the solar DISK. A filament
on the LIMB of the sun seen in emission against the dark sky is
called a PROMINENCE.
FILAMENT CHANNEL. A broad pattern of FIBRILS in the CHROMOSPHERE, marking
where a FILAMENT may soon form or where a filament recently
disappeared.
FLARE. A sudden eruption of energy on the solar DISK lasting minutes
to hours, from which radiation and particles are emitted.
fMIN. The lowest radiowave frequency that can be reflected from the
IONOSPHERE.
foEs. The maximum ORDINARY MODE radiowave frequency capable of reflec-
tion from the SPORADIC E REGION of the IONOSPHERE.
foF2. The maximum ORDINARY MODE radiowave frequency capable of reflec-
tion from the F2 REGION of the IONOSPHERE.
FORBUSH DECREASE. An abrupt decrease, of at least 10%, of the background
galactic COSMIC RAY intensity as observed by neutron monitors.
GAMMA. A unit of magnetic field intensity equal to 1 x 10.0E-05 GAUSS,
also equal to 1 NANOTESLA.
GAMMA RAYS. High energy radiation (energies in excess of 100 keV) observed
during large, extremely energetic solar FLARES.
GAUSS. The unit of magnetic induction in the cgs (centimeter-gram-
second) system.
GEOMAGNETIC ELEMENTS. The components of the geomagnetic field at the sur-
face of the earth. In SESC use, the northward and eastward
components are often called the H and D components, where the
D component is expressed in gammas and is derived from D (the
declination angle) using the small angle approximation.
GEOMAGNETIC FIELD. The magnetic field observed in and around the earth.
The intensity of the magnetic field at the earth's surface is
approximately 0.32 gauss at the equator and 0.62 gauss at the
north pole.
GEOMAGNETIC STORM. A worldwide disturbance of the earth's magnetic field,
distinct from regular diurnal variations.
Minor Geomagnetic Storm: A storm for which the Ap index was
greater than 29 and less than 50.
Major Geomagnetic Storm: A storm for which the Ap index was
greater than 49 and less than 100.
Severe Geomagnetic Storm: A storm for which the Ap index was
100 or more.
Initial Phase: Of a geomagnetic storm, that period when there
may be an increase of the MIDDLE-LATITUDE horizontal
intensity (H).
Main Phase: Of a geomagnetic storm, that period when the hori-
zontal magnetic field at middle latitudes is generally
decreasing.
Recovery Phase: Of a geomagnetic storm, that period when the
depressed northward field component returns to normal levels.
GEOSYNCHRONOUS. Term applied to any equatorial satellite with an orbital
velocity equal to the rotational velocity of the earth. The net
effect is that the satellite is virtually motionless with respect
to an observer on the ground.
GMT. Greenwich Mean Time. (See COORDINATED UNIVERSAL TIME.)
GRADUAL COMMENCEMENT. The commencement of a geomagnetic storm that has
no well-defined onset.
GRANULATION. Cellular structure of the PHOTOSPHERE visible at high spatial
resolution.
GREEN LINE. The green line is one of the strongest (and first-recognized)
visible coronal lines. It identifies moderate temperature regions
of the CORONA.
Greenwich Mean Time. See COORDINATED UNIVERSAL TIME.
GROUND-LEVEL EVENT (GLE). A sharp increase in ground-level COSMIC RAY count
to at least 10% above background, associated with solar protons of
energies greater than 500 MeV. GLEs are relatively rare, occur-
ring only a few times each SOLAR CYCLE.
H-ALPHA. This ABSORPTION LINE of neutral hydrogen falls in the red part of
the visible spectrum and is convenient for solar observations.
The H-alpha line is universally used for patrol observations of
solar flares.
H-component of the Geomagnetic Field. See GEOMAGNETIC ELEMENTS.
HIGH FREQUENCY (HF). That portion of the radio frequency spectrum between
between 3 and 30 MHz.
HIGH LATITUDES. With specific reference to zones of geomagnetic activity,
"high latitudes" refers to 50o to 80o geomagnetic.
HIGH-SPEED STREAM. A feature of the SOLAR WIND having velocities that are
about double average solar wind values.
HOMOLOGOUS FLARES. Solar flares that occur repetitively in the same ACTIVE
REGION, with essentially the same position and with a common
pattern of development.
HYDER FLARE. A FILAMENT-associated TWO-RIBBON FLARE, often occurring in
spotless regions. The flare presumably results from the impact
on the CHROMOSPHERE of infalling FILAMENT material.
INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD (IMF). The magnetic field carried with the
SOLAR WIND.
IONOSPHERE. The region of the earth's upper atmosphere containing a small
percentage of free electrons and ions produced by photoioniza-
tion of the constituents of the atmosphere by solar ultraviolet
radiation at very short wavelengths (<1000 angstroms). The
ionosphere significantly influences radiowave propagation of fre-
quencies less than about 30 MHz.
IONOSPHERIC STORM. A disturbance in the F REGION of the IONOSPHERE, which
occurs in connection with geomagnetic activity.
K CORONA. Of the white-light CORONA (that is, the corona seen by the eye at
a total solar eclipse), that portion which is caused by sunlight
scattered by electrons in the hot outer atmosphere of the sun.
K INDEX. A 3-hourly quasi-logarithmic local index of geomagnetic activity
relative to an assumed quiet-day curve for the recording site.
Range is from 0 to 9. The K index measures the deviation of the
most disturbed horizontal component.
KELVIN. A unit of absolute temperature.
Kp INDEX. A 3-hourly planetary geomagnetic index of activity generated in
Gottingen, Germany, based on the K INDEX from 12 or 13 stations
distributed around the world.
LEADER SPOT. In a magnetically bipolar or multipolar SUNSPOT group, the
western part precedes and the main spot in that part is called the
leader.
LIGHT BRIDGE. Observed in white light, a bright tongue or streaks penetra-
ting or crossing SUNSPOT UMBRAe. The appearance of a light bridge
is frequently a sign of impending region division or dissolution.
LIMB. The edge of the solar DISK.
LIMB FLARE. A solar FLARE seen at the edge (LIMB) of the sun.
LOOP PROMINENCE SYSTEM (LPS). A system of loop prominences associated with
major FLARES.
LOW FREQUENCY (LF). That portion of the radio frequency spectrum from 30 to
300 kHz.
M 3000. The optimum HIGH FREQUENCY radio wave with a 3000 km range, which
reflects only once from the IONOSPHERE (single hop transmission).
MAGNETIC BAY. A relatively smooth excursion of the H (horizontal) component
(see GEOMAGNETIC ELEMENTS) of the geomagnetic field away from and
returning to quiet levels.
MAGNETOGRAM. Solar magnetograms are a graphic representation of solar mag-
netic field strengths and polarity.
MAGNETOPAUSE. The boundary layer between the SOLAR WIND and the MAGNETO-
SPHERE.
MAGNETOSPHERE. The magnetic cavity surrounding the earth, carved out of the
passing SOLAR WIND by virtue of the GEOMAGNETIC FIELD, which pre-
vents, or at least impedes, the direct entry of the solar wind
PLASMA into the cavity.
MeV. Mega (million) electronvolt. A unit of energy used to describe the
total energy carried by a particle or photon.
MEDIUM FREQUENCY (MF). That portion of the radio frequency spectrum from 0.3
to 3 MHz.
MICROWAVE BURST. A radiowave signal associated with optical and/or X-ray
FLAREs.
MIDDLE LATITUDES. With specific reference to zones of geomagnetic activity,
"middle latitudes" refers to 20 deg. to 50 deg. geomagnetic.
MOUNT WILSON MAGNETIC CLASSIFICATIONS.
Alpha. Denotes a unipolar SUNSPOT group.
Beta. A sunspot group having both positive and negative mag-
netic polarities, with a simple and distinct division between
the polarities.
Beta-Gamma. A sunspot group that is bipolar but in which no
continuous line can be drawn separating spots of opposite
polarities.
Delta. A complex magnetic configuration of a solar sunspot
group consisting of opposite polarity UMBRAe within the same
PENUMBRA.
Gamma. A complex ACTIVE REGION in which the positive and nega-
tive polarities are so irregularly distributed as to prevent
classification as a bipolar group.
NANOTESLA (nT). A unit of magnetism 10.0E-09 tesla, equivalent to a gamma
(10.0E-05 gauss).
NEUTRAL LINE. The line that separates longitudinal magnetic fields of oppo-
site polarity.
PENUMBRA. The SUNSPOT area that may surround the darker UMBRA or umbrae. It
consists of linear bright and dark elements radial from the sunspot
umbra.
PERSISTENCE. Continuation of existing conditions. When a physical parameter
varies slowly, the best prediction is often persistence.
PHOTOSPHERE. The lowest layer of the solar atmosphere; corresponds to the
solar surface viewed in WHITE LIGHT. SUNSPOTs and FACULAe are
observed in the photosphere.
PLAGE. An extended emission feature of an ACTIVE REGION that exists from
the emergence of the first magnetic flux until the widely scattered
remnant magnetic fields merge with the background.
PLAGE CORRIDOR. A space in chromospheric (see CHROMOSPHERE) PLAGE lacking
plage intensity, coinciding with polarity inversion line.
PLASMA. Any ionized gas, that is, any gas containing ions and electrons.
POLAR CAP ABSORPTION (PCA). An anomalous condition of the polar IONOSPHERE
whereby HF and VHF (3 - 300 MHz) radiowaves are absorbed, and LF
and VLF (3 - 300 kHz) radiowaves are reflected at lower altitudes
than normal. In practice, the absorption is inferred from the
proton flux at energies greater than 10 MeV, so that PCAs and
PROTON EVENTs are simultaneous. Transpolar radio paths may still
be disturbed for days, up to weeks, following the end of a proton
event.
POST-FLARE LOOPS. A LOOP PROMINENCE SYSTEM often seen after a major TWO-
RIBBON FLARE, which bridges the ribbons.
PROMINENCE. A term identifying cloud-like features in the solar atmosphere.
The features appear as bright structures in the CORONA above the
solar LIMB and as dark FILAMENTs when seen projected against the
solar DISK.
PROTON EVENT. By definition, the measurement of at least 10
protons/sq.cm/sec/steradian at energies greater than 10 MeV.
PROTON FLARE. Any FLARE producing significant FLUXes of greater-than-10 MeV
protons in the vicinity of the earth.
QUIESCENT PROMINENCE (FILAMENT). Long, sheet-like prominences nearly vertical
to the solar surface.
QUIET. A descriptive word specifically meaning geomagnetic levels such that
Ap < 8 (see Ap INDEX).
RADIO EMISSION. Emissions of the sun in radio wavelengths from centimeters
to dekameters, under both quiet and disturbed conditions.
Type I. A noise storm composed of many short, narrow-band bursts
in the metric range (300 - 50 MHz).
Type II. Narrow-band emission that begins in the meter range
(300 MHz) and sweeps slowly (tens of minutes) toward deka-
meter wavelengths (10 MHz). Type II emissions occur in
loose association with major FLAREs and are indicative of
a SHOCK wave moving through the solar atmosphere.
Type III. Narrow-band bursts that sweep rapidly (seconds) from
decimeter to dekameter wavelengths (500 - 0.5 MHz). They
often occur in groups and are an occasional feature of complex
solar ACTIVE REGIONs.
Type IV. A smooth continuum of broad-band bursts primarily in the
meter range (300 - 30 MHz). These bursts are associated with
some major flare events beginning 10 to 20 minutes after the
flare maximum, and can last for hours.
RECURRENCE. Used especially in reference to the recurrence of physical
parameters every 27 days (the rotation period of the sun).
RIOMETER (Relative Ionospheric Opacity meter). A specially designed radio
receiver for continuous monitoring of COSMIC NOISE. The
absorption of cosmic noise in the polar regions is very
sensitive to the solar low-energy cosmic ray flux.
SECTOR BOUNDARY. In the SOLAR WIND, the area of demarcation between sec-
tors, which are large-scale features distinguished by the
predominant direction of the interplanetary magnetic field,
toward or away from the sun.
SHORT WAVE FADE (SWF). A particular ionospheric solar flare effect under
the broad category of sudden ionospheric disturbances (SIDs)
whereby short-wavelength radio transmissions, VLF, through
HF, are absorbed for a period of minutes to hours.
SMOOTHED SUNSPOT NUMBER. An average of 13 monthly RI numbers, centered
on the month of concern.
SOLAR COORDINATES.
Central Meridian Distance (CMD). The angular distance in solar
longitude measured from the central meridian.
SOLAR CYCLE. The approximately 11-year quasi-periodic variation in frequency
or number of solar active events.
SOLAR MAXIMUM. The month(s) during the SOLAR CYCLE when the 12-month mean
of monthly average SUNSPOT NUMBERS reaches a maximum. The most
recent solar maximum occurred in December 1979.
SOLAR MINIMUM. The month(s) during the SOLAR CYCLE when the 12-month mean
of monthly average SUNSPOT NUMBERS reaches a minimum.
SOLAR SECTOR BOUNDARY (SSB). The apparent solar origin, or base, of the
interplanetary SECTOR BOUNDARY marked by the larger-scale polarity
inversion lines.
SOLAR WIND. The outward flux of solar particles and magnetic fields from the
sun. Typically, solar wind velocities are near 350 km/s.
SPORADIC E. A phenomenon occurring in the E REGION of the IONOSPHERE, which
significantly affects HF radiowave propagation. Sporadic E can
occur during daytime or nighttime and it varies markedly with
latitude.
SUDDEN COMMENCEMENT(SC, or SSC for Storm Sudden Commencement). An abrupt
increase or decrease in the northward component of the geomagnetic
field, which marks the beginning of a GEOMAGNETIC STORM.
SUDDEN IMPULSE (SI+ or SI-). A sudden perturbation of several gammas
in the northward component of the low-latitude geomagnetic field,
not associated with a following GEOMAGNETIC STORM. (An SI becomes
an SC if a storm follows.)
SUDDEN IONOSPHERIC DISTURBANCE (SID). HF propagation anomalies due to
ionospheric changes resulting from solar FLAREs, PROTON EVENTs
and GEOMAGNETIC STORMs.
SUNSPOT. An area seen as a dark spot on the PHOTOSPHERE of the sun. Sunspots
are concentrations of magnetic flux, typically occurring in bipolar
clusters or groups. They appear dark because they are cooler than
the surrounding photosphere.
SUNSPOT GROUP CLASSIFICATION (Modified Zurich Sunspot Classification).
A - A small single unipolar SUNSPOT or very small group of
spots without PENUMBRA.
B - Bipolar sunspot group with no penumbra.
C - An elongated bipolar sunspot group. One sunspot must have
penumbra.
D - An elongated bipolar sunspot group with penumbra on both
ends of the group.
E - An elongated bipolar sunspot group with penumbra on both
ends. Longitudinal extent of penumbra exceeds 10 deg. but
not 15 deg.
F - An elongated bipolar sunspot group with penumbra on both
ends. Longitudinal extent of penumbra exceeds 15 deg.
H - A unipolar sunspot group with penumbra.
SUNSPOT NUMBER. A daily index of SUNSPOT activity (R), defined as
R = k (10 g + s) where S = number of individual spots, g =
number of sunspot groups, and k is an observatory factor.
SURGE. A jet of material from ACTIVE REGIONs that reaches coronal heights
and then either fades or returns into the CHROMOSPHERE along the
trajectory of ascent.
TWO-RIBBON FLARE. A FLARE that has developed as a pair of bright strands
(ribbons) on both sides of the main inversion ("neutral") line
of the magnetic field of the ACTIVE REGION.
TYPE I, II, III, IV. See RADIO EMISSION
U BURST. A fast radio burst spectrum of a FLARE. It has a U-shaped appear-
ance in an intensity-vs.-frequency plot.
ULTRA HIGH FREQUENCY (UHF). Those radio frequencies exceeding 300 MHz.
UMBRA. The dark core or cores (umbrae) in a SUNSPOT with PENUMBRA, or a
sunspot lacking penumbra.
UNIVERSAL TIME (UT). See COORDINATED UNIVERSAL TIME.
UNSETTLED. With regard to geomagnetic levels, a descriptive word speci-
fically meaning that 7 < the Ap INDEX < 15.
VERY HIGH FREQUENCY (VHF). That portion of the radio frequency spectrum
from 30 to 300 MHz.
VERY LOW FREQUENCY (VLF). That portion of the radio frequency spectrum from
3 to 30 kHz.
WHITE LIGHT (WL). Sunlight integrated over the visible portion of the
spectrum.
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# Area : ASTRO.ITA (Astrofili)
# Da : Enrico Montanari, 2:332/405.102 (10-08-1996 23:15)
# A : Tutti
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# Area : ASTRO.ITA ( Astrofili )
# Da: Christian Lavarian ( 20/12/1994 13:41 )
# A: All
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Per fare un esempio, una macchia di tipo BHO sara` bipolare (la classe B di
Zurigo descrive appunto i gruppi bipolari ma ad uno stadio iniziale di vita,
quindi molto piccoli) con una penombra, intorno la macchia piu` grande, ampia
e simmetrica e tutto il gruppo risulta piuttosto aperto (relativamente alle sue
dimensioni), ovvero le singole macchie sono piuttosto sparpagliate.
Purtroppo via Fidonet non e` possibile far circolare foto, ma se a qualcuno
interessasse potremmo rendere disponibili le fotocopie di alcune foto
esplicative sulla forma e dimensioni dei vari gruppi della nuova
classificazione. Le foto a noi sono arrivate come fotocopie, quindi la
qualita` non e` molto buona, ma tanto per dare un'idea sono piu` che accettabili. Se vi
interessano dunque, lasciateci un matrix con il vostro indirizzo.
x = nessuna penombra,
r = rudimentale,
s = piccola e simmetrica,
a = piccola e asimmetrica,
h = ampia e simmetrica,
k = ampia ed asimmetrica.
x = singola macchia,
o = aperto,
i = intermedio,
c = compatto.
La colonna indicata nel Region report con LL indica l'estensione del gruppo:
piu` precisamente indica l'estensione in gradi eliografici (ovvero calcolati
sulla superfice rotante del Sole) dell'asse maggiore del gruppo, cioe` la
larghezza massima del gruppo.
La seconda colonna indecifrata, intestata NN e` ancora piu` interessante
(per tutti noi almeno) perche` indica il numero di macchie osservate nel gruppo:
per noi e` un importante punto di confronto sia per la qualita` degli strumenti
che per le condizioni atmosferiche.
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