Emissioni radio da un brillamento solare

Un brillamento solare può produrre una radiazione a microonde di grande potenza Fig. 1, la cui energia può generare effetti simili alla radiazione ionizzante: interrompere per diversi minuti le comunicazioni in VHF e satellitari. I radiotelescopi usano le frequenza da 2-10 GHz nelle bande S, C e X (secondo la designazione IEEE) per creare mappe strutturali dettagliate di un brillamento solare. Viene anche mappata la frequenza di 1.4 GHz (banda L), nello spettro della riga dell'idrogeno, per mostrare l’intensità locale dell'idrogeno e dell'HII durante il brillamento. Questo rivela la quantità di ionizzazione e ricombinazione vicino la superficie del Sole. Tutto questo è molto interessante da un punto di vista scientifico, però non lo è necessariamente anche per i radioamatori. Il vero interesse dei radioamatori sta in ciò che accade nelle bande HF. Le emissioni radio di un brillamento solare possono causare un’esplosione di rumore, ronzii, QSB improvviso, rumore continuo e, occasionalmente, un blackout temporaneo nelle HF. I livelli di rumore e la propagazione tornano alla normalità dopo circa 30 minuti dal brillamento.

La cosa più importante da ricordare sulle emissioni radio di un brillamento solare sono gli effetti in HF che si manifestano generalmente solo per il tempo della durata dell’evento del brillamento (20-60 minuti). Sotto i 10 MHz questi effetti sono rari.
L'aspetto caratterizzante più dannoso di un brillamento solare è in realtà l'arrivo dell’onda d'urto (supersonica) 2-3 giorni dopo, che innesca una tempesta geomagnetica.
I seguenti dettagli di una tempesta solare sono presentati invece solo per completezza ai più curiosi. Si tratta di teorie della fisica solare relativamente nuove, disponibili solo su riviste astrofisiche in ambito professionale, certamente non in pubblicazioni amatoriali.

Le prime emissioni radio ad arrivare sulla Terra a seguito di un brillamento solare sono i bursts della Tempesta di tipo III che si verifica per i primi 5-6 minuti. Questi sono elettroni relativistici rilasciati dal brillamento che viaggiano attraverso il campo magnetico del Sole Fig. 2. Le emissioni radio iniziano intorno ai 300 MHz e vanno alla deriva abbassandosi di frequenza di circa 20 MHz/s. Suonano sul ricevitore come il rumore di un motore a combustione interna ad accensione comandata che gira velocemente, o talvolta come un "ronzio" che sembra fluttuare oltre la frequenza di ricezione. Raramente si sentiranno questi disturbi sotto i 10 MHz. Alcuni di questi elettroni migrano e viaggiano alla velocità della luce lungo le linee di campo aperto con un movimento a spirale che avanza alla velocità di circa 0.5c dove "c" è la velocità della luce, producendo rumore continuo a banda larga, da 10 a 300 MHz.

Mentre l'onda d'urto viaggia attraverso le linee del campo magnetico del Sole, le correnti elettriche nel plasma solare per effetto dinamo generano bursts radio, questo tipo di emissione è chiamata Tempesta di tipo II. La frequenza del plasma solare si abbassa all’aumentare della distanza, pertanto, mentre l'onda d'urto si allontana dal Sole, queste emissioni radio si ricevono sempre a frequenze più basse sulla Terra, come mostrato in Fig. 2. Questo è importante per gli astronomi. Misurando il tempo impiegato da queste emissioni per spostarsi da una frequenza a quella inferiore, è possibile determinare la velocità dell'onda d'urto. Sia i bursts di "Tipo II" che quelli di "Tipo III" possono essere utilizzati per la determinazione della velocità e sono spesso riportati da NOAA come segue:
1810UTC M7.8 solar flare 1822UTC Type II sweep 1450 km/s.
NOAA utilizza queste informazioni per stimare il tempo di arrivo dell'onda d'urto sulla Terra e l'intensità della tempesta geomagnetica.
Il calcolo del tempo di arrivo è comunque semplice e possiamo farlo anche da noi.
Il movimento iniziale (sweep) dell'onda d'urto di 1450 km/s, rallenta mentre viaggia insieme al vento solare e quando è vicino alla Terra risulta in media circa il 70% del valore di "Tipo II o III" di partenza, pertanto l’onda d’urto che colpisce la magnetosfera terrestre si riduce a circa 1000 km/s.
Con il Sole a circa 149 milioni di km dalla Terra, il tempo di arrivo dell’onda d’urto sarà di circa 149.000 secondi, o 41 ore.
Per quanto riguarda invece il calcolo dell’intensità della tempesta geomagnetica, da soli possiamo farne una stima approssimativa con riferimento alla velocità del normale vento solare che è di circa 350 km/s.
Un aumento a 600 km/s, generalmente innesca una tempesta geomagnetica minore, intorno ai 1000 km/s una tempesta maggiore e, se l’aumento della velocità del vento solare è molto di più, allora innesca una tempesta grave o estrema.

L'onda d'urto viaggia anche attraverso le forti linee del campo magnetico di disturbo Fig. 3, dove gli elettroni e le particelle rimangono intrappolati nelle linee di campo chiuso. Anche questi producono burts radio e fanno parte della Tempesta di tipo I. Queste emissioni si spostano verso il basso in frequenza con una deriva di circa 2 MHz/s, e suonano come il rumore di un motore a combustione interna ad accensione comandata che gira al minimo. Una "Tempesta di tipo I" può estendersi fino a circa 10 MHz e persistere per 20-30 minuti dopo un forte brillamento.

Dietro l'onda d'urto c'è una nuvola di particelle di gas proveniente dal brillamento, che genera un rumore a banda larga, questo tipo di emissione è chiamata Tempesta Continuum di Tipo IV. Il rumore inizia intorno a 1 GHz. Più alta è la nuvola di gas, minore sarà la frequenza del rumore che sfuggirà al Sole. Si ritorna a parlare ancora della frequenza del plasma solare. Queste particelle salgono fino a quando la pressione della nuvola di gas è uguale alla pressione dell'atmosfera solare. A questo punto (circa 15-30 minuti dopo il brillamento), le particelle diventano stazionarie e generano rumore fino a 10-20 MHz, a seconda dell'altezza di equilibrio. La "Tempesta di tipo IV" può persistere per ore dopo il brillamento ed è un'elevazione complessiva del rumore in HF. L'esatto meccanismo di questa emissione di rumore dalla nuvola di gas non è ben compreso.

Notazione
Le illustrazioni raffigurano un grande brillamento.
Su brillamenti più piccoli, l'onda d'urto spesso si dissipa prima dei 3 raggi solari e quindi la frequenza del plasma del sole è maggiore di 30 MHz e non si verificano emissioni HF tranne il Tipo III. I tempi indicati sono approssimativi: il tempo effettivo è in funzione della velocità dell'onda d'urto.
Ogni brillamento è diverso.