I brillamenti solari possono differire drammaticamente in forza ma anche in durata. Alcuni brillamenti solari durano ore e altri durano solo un paio di minuti. I brillamenti solari di lunga durata sono spesso (ma non sempre!) accompagnati da un'espulsione di plasma solare. Questo è ciò che chiamiamo un'espulsione di massa coronale. I brillamenti solari che non durano molto (impulsivi) possono ancora lanciare un'espulsione di massa coronale, sebbene questo sia abbastanza raro, e se lo fanno, queste espulsioni di massa coronale sono spesso non tanto forti quanto espulsioni di massa coronale lanciate durante eventi di lunga durata.

Non esiste un tempo limite esatto necessario a un brillamento solare per essere classificato come un evento di lunga durata, ma lo SWPC della NOAA classifica un brillamento solare come di lunga durata se è ancora in corso 30 minuti dopo dal suo inizio.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Immagine: La Spirale di Parker.

L'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA è in un'orbita geosincrona intorno al nostro pianeta. Da lì, normalmente, ha una vista ininterrotta del Sole. Tuttavia, due volte l'anno vicino agli equinozi, la Terra blocca la vista del Sole dell'SDO per un periodo di tempo ogni giorno. Queste eclissi sono abbastanza brevi vicino all'inizio e la fine di queste stagioni di eclissi di tre settimane ma aumentano a 72 minuti nel mezzo. Se vedi un'immagine dall'SDO che è completamente nera allora potresti star guardando la Terra!

A volte potreste essere abbastanza fortunati da vedere un oggetto molto più piccolo sulle immagini dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA: la Luna! La Luna può anche comparire sulle immagini dall'Osservatorio delle Dinamiche Solari della NASA ma non bloccherà mai il Sole per molto tempo come fa la Terra.

Animazione: La Terra blocca la vista dell'SDO del Sole.

Animazione: La Luna blocca la vista dell'SDO del Sole.

Per determinare la polarità magnetica delle macchie solari e una classificazione magnetica del gruppo di macchie solari usiamo le immagini del magnetogramma dallo strumento SDO/HMI. Si tratta di un magnetogramma a linea di vista anche se il campo magnetico del Sole è 3D. Questo rende impossibile determinare accuratamente la disposizione magnetica della regione di macchie solari vicino alle porzioni a causa dell'effetto di proiezione poiché la polarità delle macchie solari sembra cambiare vicino i lembi.

Immagine: Effetto di proiezione.

Le immagini di differenza sono create sottraendo un'immagine da quella precedente. Questo mostra cos'è cambiato da un frame all'altro ed è comunemente usato analizzando gli eventi solari. Le espulsioni di massa coronale e la loro traiettoria esatta possono talvolta essere difficili da individuare usando le immagini regolari rendendo spesso le immagini di differenza uno strumento inestimabile. Le eruzioni solari sono inoltre molto più facili da individuare e analizzare con le immagini di differenza.

Animazione: Immagini di differenza da SDO di un'eruzione nel 2015.

Animazione: Immagini di differenza da SOHO/LASCO di un'espulsione di massa coronale nel 2017.

Ogni luogo alle latitudini alte potrà vedere le aurore con un Kp di 4. Per ogni luogo alle latitudini medie è necessario un valore Kp di 7. Le basse latitudini necessitano di valori Kp di 8 o 9. Il valore Kp che ti serve ovviamente dipende da dove vi trovate sulla Terra. Abbiamo creato un'utile lista che è una buona guida per quale valore Kp vi serve per ogni posizione data entro la portata degli ovali aurorali.

Importante! Nota che le posizioni sotto vi danno una possibilità ragionevole di vedere le aurore per l'indice Kp dato ammesso che le condizioni di visibilità locali siano buone. Questo include ma non si limita a: visibilità chiara verso l'orizzonte nord o sud, nessuna nuvola, nessun inquinamento luminoso e oscurità completa.

Non c'è differenza tra Kp5 e G1. La NOAA usa un sistema a cinque livelli chiamata scala G, per indicare la gravità dell'attività geomagnetica sia osservata che prevista. Questa scala è usata per dare un'indicazione rapida della gravità di una tempesta geomagnetica. Questa scala va da G1 a G5, con G1 al livello minore e G5 al maggiore. Le condizioni sotto il livello di tempesta sono etichettate come G0 ma questo valore non è comunemente usato. Ogni livello G ha un certo valore Kp associato a esso. Questo va da G1 per un valore Kp di 5 a G5 per un valore Kp di 9. La tabella sotto vi aiuterà a riguardo.

La Terra ha circa 24 fusi orari. Diciamo "circa" perché alcuni paesi o regioni usano i fusi orari che deviano di mezz'ora da queste zone. Tuttavia, appena parliamo di meteorologia spaziale o persino di scienza in generale, esiste solo un orario che importa, l'Orario Universale Coordinato (UTC). Troverai questo orario ovunque sul nostro sito web. Usa la mappa sotto per vedere la differenza tra l'orario UTC e il fuso orario in cui ti trovi. Clicca sull'immagine per ingrandire.

Immagine: Fusi orari standard del mondo. Source: Wikimedia Commons.

Lavoriamo con alcuni esempi: immaginate di essere a Vancouver Canada, nel fuso orario del Pacifico. In base all'orario UTC, sono le 21 UTC. Per convertire l'orario UTC al nostro orario locale dobbiamo sottrarre 8 ore dall'orario UTC. 21 meno 8 risulta all'orario locale di 13 PST. Durante l'ora legale (Pacifico) sottraiamo 7 ore dall'orario UTC e questo risulta in un orario locale di 14 PDT.

Riproviamo ma questa volta siamo ad Amsterdam, Paesi Bassi. Per convertire 21 UTC al nostro orario locale aggiungiamo 1 ora e questo risulta in un orario locale di 22h. Durante l'ora legale aggiungiamo 2 ore e questo risulta in un orario locale di 23h.

Tenete a mente convertendo l'UTC al vostro orario locale. Un'altra volta prendiamo Vancouver, Canada come esempio: attualmente è il 14 novembre, 02h UTC. Questo risulta in 18h sull'orario locale del 13 novembre a Vancouver, Canada.

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