# Regió activa

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. El nombre i la ubicació de les regions actives al disc solar en un moment donat depèn del cicle solar.

## Números de regió

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:
* Conté un grup de taques solars de classe C o més gran basat en el sistema de classificació de taques solars de la classe Zuric modificada.
* Conté un grup de taques solars de classe A o B confirmat per almenys dos observadors, preferiblement amb observacions a més d'una hora de diferència.
* Ha produït una erupció solar amb un esclat de raigs X.
* Conté una platja amb una brillantor de llum blanca d'almenys 2,5 (en una escala lineal 1-5, 5 = erupció) i té una extensió d'almenys cinc graus heliogràfics.
* Conté una platja que és brillant prop de l'extremitat oest i se sospita que creix.
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.

## Camp magnètic
### Classificació magnètica de Mount Wilson

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. 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.
| Classificació | Descripció |
| 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). |

## Taques solars

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. Tanmateix, no totes les regions actives tenen taques solars.

## Aparició del flux magnètic

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.$^{:118}$

## Referències

* ↑ Zell, Holly. «Active Regions on the Sun» (en anglès). NASA, 20-04-2015. [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ Warren, Harry P.; Winebarger, Amy R.; Brooks, David H. «A Systematic Survey of High-Temperature Emission in Solar Active Regions» (en anglès). The Astrophysical Journal, 759, 2, 10-11-2012, pàg. 141. arXiv: 1204.3220. Bibcode: 2012ApJ...759..141W. DOI: 10.1088/0004-637X/759/2/141.
* ↑ Del Zanna, G. «The multi-thermal emission in solar active regions» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 558, octubre 2013, pàg. A73. Bibcode: 2013A&A...558A..73D. DOI: 10.1051/0004-6361/201321653.
* ↑ Basu, Sarbani; Antia, H. M.; Bogart, Richard S. «Ring‐Diagram Analysis of the Structure of Solar Active Regions» (en anglès). The Astrophysical Journal, 610, 2, 8-2004, pàg. 1157–1168. Bibcode: 2004ApJ...610.1157B. DOI: 10.1086/421843.
* ↑ Hagino, Masaoki; Sakurai, Takashi «Latitude Variation of Helicity in Solar Active Regions» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of Japan, 56, 5, 25-10-2004, pàg. 831–843. DOI: 10.1093/pasj/56.5.831.
* ↑ Zhang, Jie; Wang, Yuming; Liu, Yang «Statistical Properties of Solar Active Regions Obtained from an Automatic Detection System and the Computational Biases» (en anglès). The Astrophysical Journal, 723, 2, 10-11-2010, pàg. 1006–1018. Bibcode: 2010ApJ...723.1006Z. DOI: 10.1088/0004-637X/723/2/1006.
* ↑ Pietrow, A.G.M.. Physical properties of chromospheric features: Plage, peacock jets, and calibrating it all. (tesi) (en anglès). Universitat d'Estocolm, 2022. DOI 10.13140/RG.2.2.36047.76968. doctorat.
* 1 2 «Solar Region Summary | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center» (en anglès). www.swpc.noaa.gov. [Consulta: 1r setembre 2023].
* 1 2 3 Jaeggli, S. A.; Norton, A. A. «The magnetic classification of solar active regions 1992–2015». The Astrophysical Journal, 820, 1, 16-03-2016, pàg. L11. arXiv: 1603.02552. Bibcode: 2016ApJ...820L..11J. DOI: 10.3847/2041-8205/820/1/L11.
* ↑ Hale, George E.; Ellerman, Ferdinand; Nicholson, S. B.; Joy, A. H. «The Magnetic Polarity of Sun-Spots» (en anglès). The Astrophysical Journal, 49, abril 1919, pàg. 153. Bibcode: 1919ApJ....49..153H. DOI: 10.1086/142452 [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ Künzel, H. «Zur Klassifikation von Sonnenfleckengruppen» (en alemany). Astronomische Nachrichten, 288, desembre 1965, pàg. 177. Bibcode: 1965AN....288..177K [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ Air Force Weather Agency. Space Environmental Observations, Solar Optical Observing Techniques, Manual AFWAMAN 15-1 (en anglès), 2013 [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ «The magnetic classification of sunspots» (en anglès). SpaceWeatherLive. Parsec vzw. [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ «SECEF Sunspot Resource» (en anglès). image.gsfc.nasa.gov. Arxivat de l'original el 22 de novembre de 2021. [Consulta: 1r setembre 2023].
* ↑ van Driel-Gesztelyi, Lidia; Green, Lucie May «Evolution of Active Regions» (en anglès). Living Reviews in Solar Physics, 12, 1, desembre 2015. DOI: 10.1007/lrsp-2015-1.
* ↑ Cheung, Mark C. M.; Isobe, Hiroaki «Flux Emergence (Theory)» (en anglès). Living Reviews in Solar Physics, 11, 3, 2014. DOI: 10.12942/lrsp-2014-3.
* ↑ Aschwanden, Markus J. New Millennium Solar Physics (en anglès), 2019. ISBN 978-3-030-13956-8.

## Vegeu també

* Erupció Hyder
* Ejecció de massa coronal
* Orbiting Solar Observatory
* Grup Phoebus, científics internacionals amb l'objectiu de detectar modes solars g
* Solar and Heliospheric Observatory