Cosa sono i brillamenti solari?

Un brillamento solare è in pratica una gigante esplosione sulla superficie del nostro Sole che si verifica quando le linee del campo magnetico dalle macchie solari si aggrovigliano ed eruttano. Un brillamento solare è definito come una variazione improvvisa, rapida e intensa in luminosità. Un brillamento solare si verifica quando l'energia magnetica che si è generata nell'atmosfera solare è emessa virtualmente per l'intero spettro elettromagnetico, dalle onde radio alla fine dell'estremità lunga della lunghezza d'onda, tramite l'emissione ottica di raggi X e gamma all'estremità breve della lunghezza d'onda. La quantità di energia rilasciata è equivalente a milioni di bombe nucleari che esplodono in contemporanea! I brillamenti solari si verificano spesso quando il Sole è attivo negli anni vicini al massimo solare. Molti brillamenti solari possono verificarsi in un solo giorno durante questo periodo! Vicino al minimo solare, i brillamenti solari potrebbero verificarsi meno di una volta a settimana. I grandi brillamenti sono meno frequenti di quelli piccoli. Alcuni brillamenti solari (principalmente più forti) possono lanciare enormi nuvole di plasma solare nello spazio che chiamiamo espulsione di massa coronale. Quando una arriva alla Terra, può causare una tempesta geomagnetica e intensi comparse aurorali.

Immagine: Una spettacolare eruzione solare come vista dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA nella lunghezza d'onda di 193 Ångström.

La classificazione delle eruzioni solari

Solar flares are classified as A, B, C, M or X according to the peak flux (in watts per square metre, W/m²) of 1 to 8 Ångströms X-rays near Earth, as measured by XRS instrument on-board the GOES satellite which is in a geostationary orbit over the Pacific Ocean. The table below shows us the different solar flare classes:

Classe	W/m² between 1 & 8 Ångströms
A	<10-7
B	≥10-7 <10-6
C	≥10-6 <10-5
M	≥10-5 <10-4
X	≥10-4

Each X-ray class is logarithmic, with each class being 10 times stronger than the previous one, and within each category ranging from 1 to 9. For example: B1 to B9, C1 to C9, etc. Originally the classes where limited to C, M and X. As instruments over the subsequent years became more sensitive, smaller flares could be observed which were than labeled as A and B. Similarly, Y and Z could follow X if X10 or stronger flares were detected, but these have never been used. Instead scientist continued the X-class for labeling very large flares (for example the X40 of November 4th 2003 and not Y4)

Eruzioni solari di classe A e B

La classe A e B sono la classe più bassa di brillamenti solari. Sono molto comuni e non molto interessanti. Il flusso di sfondo (quantità di radiazioni emessa quando non ci sono brillamenti) è spesso nell'intervallo di B durante il massimo solare e nell'intervallo di A durante il minimo solare.

Eruzioni solari di classe C

I brillamenti solari di classe C sono brillamenti solari minori che hanno poco o nessun effetto sulla Terra. Solo i brillamenti solari di classe C che durano molto potrebbero produrre un'espulsione di massa coronale ma solitamente sono lenti e deboli e raramente causano un disturbo geomagnetico significativo qui sulla Terra. Il flusso di sottofondo (quantità di radiazioni emessa quando non ci sono brillamenti) può essere nell'intervallo inferiore della classe C quando una complessa regione di macchie solari abita il disco solare rivolto verso la Terra.

Eruzioni solari di classe M

I brillamenti solari di classe M sono ciò che chiamiamo i brillamenti solari medio-grandi. Causano blackout radio da piccoli (R1) a moderati (R2) sul lato diurno della Terra. Alcuni brillamenti solari eruttivi di classe M possono anche causare tempeste di radiazioni solari. I brillamenti solari di classe M forti e di lunga durata sono probabili candidati per lanciare un'espulsione di massa coronale. Se il brillamento solare avviene vicino al centro del disco solare rivolto verso la Terra e lancia un'espulsione di massa coronale verso il nostro pianeta, c'è un'alta probabilità che la tempesta geomagnetica risultante sia forte abbastanza da causare l'aurora sulle latitudini medie.

Eruzioni solari di classe X

I brillamenti solari di classe X sono i più grandi e forti di tutti. In media, i brillamenti solari di questa magnitudine si verificano circa 10 volte l'anno e sono più comuni durante i massimi solari piuttosto che i minimi solari. Si verificano blackout radio da forti a estremi (da R3 a R5) sul lato diurno della Terra durante il brillamento solare. Se il brillamento solare è eruttivo e avviene vicino al centro del disco solare rivolto verso la Terra, potrebbero causare una tempesta di radiazioni solari forti e durature e rilasciano un'espulsione di massa coronale significativa che può causare tempeste geomagnetiche da gravi (G4) a estreme (G5) sulla Terra.

Immagine: Un'eruzione solare di classe X come visto dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della Nasa nella lunghezza d'onda di 131 Ångström.

Quindi cosa c'è sopra X9? La classe X continua dopo X9 invece di ricevere una nuova lettera e spesso ci si riferisce a questi brillamenti solari come di "Super classe X". I brillamenti solari che raggiungono o persino sorpassano la classe X10 sono comunque molto rari e si verificano solo poche volte durante un ciclo solare. In realtà è una buona cosa che questi potenti brillamenti solari non si verifichino così spesso poiché le conseguenze sulla Terra potrebbero essere gravi. Le espulsioni di massa coronale che sono lanciabili da tali brillamenti solari sono noti come capaci di causare problemi con la nostra tecnologia moderna, come satelliti e linee elettriche.

One thing to note with super X-class flares is that an X20 solar flare is not 10 times as strong as an X10 solar flare. An X10 solar flares equals an X-ray flux of 0.001 Watts/m² while an X20 solar flare equals 0.002 Watts/m² in the 1-8 Ångstrom wavelength.

The largest solar flare ever recorded since satellites started to measure them in 1976 was estimated to be an X40 solar flare which occurred on November 4th, 2003 during Solar Cycle 23. The XRS long channel on the GOES-12 satellite was saturated at X24.86 for 12 minutes by the intense radiation. A later analysis of the available data yield an estimated peak flux of X40 however there are scientists who think that this solar flare was even stronger than X40. A good thing for us was that the sunspot group which produced this solar flare had already rotated largely of the Earth-facing solar disk when the X40 solar flare occurred. A thing to note is that there has not been a solar flare that saturated the XRS channels since the new generation of GOES satellites but it is expected that it will saturate at about the same flux levels.

Blackout radio ad Alta Frequenza (HF) causate da eruzioni solari

Le esplosioni di raggi X e radiazione Ultra Violetta Estrema emessi durante i brillamenti solari e che possono causare problemi con le trasmissioni radio a Alta Frequenza (HF) sul lato illuminato dal sole della Terra, sono più intensi in luoghi dove il Sole e direttamente sulla testa. Principalmente sono le comunicazioni radio ad Alta Frequenza (HF) (3-30 MHz) che sono influenzate durante tali eventi, sebbene lo sbiadimento e la riduzione della ricezione potrebbero riversarsi su Frequenza Molto Alte (VHF) (30-300 MHZ) e frequenze superiori.

Questi blackout sono la conseguenza di densità di elettroni aumentate nella ionosfera inferiore (strato D), durante un brillamento solare che causa un grande aumento nella quantità di energia che le onde radio perdono, quando questo attraversa tale strato. Questo processo impedisce alle onde radio di raggiungere gli strati E, F1 e F2 situati molto più in alto, dove, normalmente, tali segnali radio si rifrangono, tornando sulla Terra.

I blackout radio causati dai brillamenti solari sono gli eventi meteorologici spaziali più comuni che colpiscono la Terra e anche i più veloci a influenzarci. Eventi minori si verificano circa 2000 volte ogni ciclo solare. L'emissione elettromagnetica prodotta durante i brillamenti viaggia alla velocità della luce, impiegando oltre 8 minuti per viaggiare dal Sole alla Terra. Questi tipi di blackout radio possono durare per diversi minuti fino a diverse ore in base alla durata del brillamento solare. Quanto grave sia un blackout radio dipende dalla forza del brillamento solare.

Le Frequenza Massime Influenzate (HAF) durante un blackout radio a raggi X durante il mezzogiorno locale sono basate sul valore di flusso dei raggi X corrente tra 1 e 8 Ångström. Le HAF possono derivare da una formula. Sotto troverete la tabella dove potete vedere quali sono le Frequenze Massime Influenzate (HAF) durante un flusso specifico di raggi X.

Classe e flusso dei raggi X di GOES	Frequenza Massima Interessata
M1.0 (10-5)	15 MHz
M5.0 (5×10-5)	20 MHz
X1.0 (10-4)	25 MHz
X5.0 (5×10-4)	30 MHz

Scala R

La NOAA utilizza un sistema a cinque livelli chiamato scala R, per indicare la gravità del blackout radio correlato ai raggi X. Questa scala va da R1 per un evento di blackout radio minore a R5 per un evento di blackout radio estremo, con R1 che è il livello più basso e R5 che è il più alto. Ogni livello R è associato con una certa luminosità dei raggi X. Questa va da R1 per un flusso di raggi X di livello M1 a R5 per un flusso di raggi X di X20. Su Twitter forniamo avvisi non appena è stata raggiunta la soglia di un certo blackout radio. Poiché ogni livello di blackout rappresenta una certa luminosità dei raggi X di GOES, potete associare questi avvisi direttamente con un brillamento solare che si verifica in quel momento. Possiamo definire le seguenti classi di blackout radio:

Scala R	Descrizione	Soglia dei raggi X di GOES per classe e flusso	Frequenza media
R1	Minore	M1 (10-5)	2000 per ciclo (950 giorni per ciclo)
R2	Moderata	M5 (5×10-5)	350 per ciclo (300 giorni per ciclo)
R3	Forte	X1 (10-4)	175 per ciclo (140 giorni per ciclo)
R4	Grave	X10 (10-3)	8 per ciclo (8 giorni per ciclo)
R5	Estrema	X20 (2×10-3)	Meno di 1 per ciclo

L'immagine sotto mostra gli effetti di un brillamento solare X1 (forte R3) sul lato illuminato dal Sole della Terra. Possiamo vedere che le Frequenze Massime Influenzate (HAF) sono circa 25 MHz laddove il Sole è direttamente sulla Terra. Le frequenze radio inferiori allo HAF soffrono di perdite ancora maggiori.

Immagine: SWPC della NOAA - Prodotto di Assorbimento della Regione D. Il modello di predizione dell'assorbimento della regione D è usato come una guida per comprendere il degrado radio di alta frequenza (HF) e le interruzioni di comunicazione che questo può causare.

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