Regió temporal del Sol From Wikipedia, the free encyclopedia
Una regió activa és una regió temporal de l'atmosfera del Sol caracteritzada per un camp magnètic fort i complex. Sovint s'associen amb taques solars i solen ser la font d'erupcions violentes com ara ejeccions de massa coronal i erupcions solars.[1] El nombre i la ubicació de les regions actives al disc solar en un moment donat depèn del cicle solar.[2][3][4][5][6]
A les regions actives recentment observades al disc solar se'ls assigna números de regió de 4 dígits per l'Space Weather Prediction Center (SWPC) el dia següent a l'observació inicial. El número de regió assignat a una regió activa concreta és un afegit al número assignat anteriorment. Per exemple, la primera observació de la regió activa 8090, o AR8090, va ser seguida per AR8091.
Segons l'SWPC, s'assigna un número a una regió si compleix almenys un dels criteris següents:[7]
Els números de la regió van arribar als 10.000 el juliol del 2002. No obstant això, l'SWPC va continuar utilitzant 4 dígits, amb la inclusió de zeros al capdavant.[8][9]
El sistema de classificació magnètica de Mount Wilson, també conegut com a sistema de classificació magnètica Hale, és un mètode per classificar el camp magnètic de les regions actives. Va ser introduït per primera vegada l'any 1919 per George Ellery Hale i els seus companys de feina a l'Observatori Mount Wilson.[10] Originalment incloïa només les classificacions magnètiques α, β i γ, però més tard va ser modificada per H. Künzel el 1965 per incloure el qualificador δ.[11][9]
Classificació | Descripció[12][9][13] |
---|---|
α | Una regió activa que conté una sola taca solar o grup de taques solars amb la mateixa polaritat magnètica. Encara hi ha una contrapart de polaritat oposada, però és feble o no està prou concentrada per formar taques solars. |
β | Una regió activa amb almenys dues taques solars o grups de taques solars que tenen polaritat magnètica oposada. També hi ha una línia neutra simple entre les dues polaritats. |
γ | Una regió activa amb taques solars amb polaritat magnètica completament barrejada. |
β-γ | Una regió activa amb almenys dues taques solars o grups de taques solars que tenen polaritat magnètica oposada (per tant β) però sense una línia neutra ben definida que divideixi les polaritats oposades (d'aquí γ). |
δ | Un qualificatiu per a les altres classes que indica la presència d'ombres de polaritat oposada dins d'una sola penombra separada per un màxim de 2° de distància heliogràfica. |
β-δ | Una regió activa amb un camp magnètic β i almenys un parell d'ombres de polaritat oposada dins d'una sola penombra (per tant, δ). |
β-γ-δ | Una regió activa amb un camp magnètic β-γ i almenys un parell d'ombres de polaritat oposada dins d'una sola penombra (per tant, δ). |
γ-δ | Una regió activa amb un camp magnètic γ i almenys un parell d'ombres de polaritat oposada dins d'una sola penombra (per tant, δ). |
El fort flux magnètic que es troba a les regions actives sovint és prou fort com per inhibir la convecció. Sense que la convecció transporti energia des de l'interior del Sol fins a la fotosfera, la temperatura de la superfície disminueix juntament amb la intensitat de la emissió de la radició de cos negre. Aquestes àrees de plasma més fred es coneixen com a taques solars i sovint apareixen en grups.[14] Tanmateix, no totes les regions actives tenen taques solars.[8]
Les regions actives es formen a través del procés d'aparició del flux magnètic, durant el qual els camps magnètics generats per la dinamo solar surten de l'interior del Sol.[15][16][17]:118
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.