Sole: differenze tra le versioni
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[[File:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|left|Rappresentazione artistica della [[corrente eliosferica diffusa]].]]
Il moto turbolento del plasma e delle particelle cariche della zona convettiva generano un potente [[campo magnetico solare|campo magnetico]], caratterizzato da [[polo magnetico (fisica)|poli]] appaiati (nord e sud) disposti lungo tutta la superficie solare. Il campo inverte il proprio verso ogni undici anni, in corrispondenza del [[massimo solare|massimo]] del [[ciclo undecennale dell'attività solare|ciclo solare]].<ref name="Piddington">{{cita pubblicazione | autore=J. H. Piddington| titolo=On the origin and structure of stellar magnetic fields | rivista=Astrophysics and Space Science | anno=1983 | volume=90 | numero=1 | pp=217-230 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Ap&SS..90..217P |accesso=
La rotazione differenziale della stella causa una forte deformazione delle linee del [[campo magnetico stellare|campo magnetico]], che appaiono aggrovigliate su sé stesse;<ref name="campo.magn"/> su di esse si dispone il plasma delle eruzioni solari, che vanno a formare vasti anelli di materia incandescente, noti come anelli coronali.<ref name="anello coronal.">{{cita web| cognome=Brainerd | nome=Jerome James | data=6 luglio 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html | titolo=X-rays from Stellar Coronas | editore=The Astrophysics Spectator | accesso=21 giugno 2007}}</ref> Le deformazioni delle linee di campo danno luogo alla [[dinamo solare|dinamo]] e al [[ciclo undecennale dell'attività solare]], durante il quale l'intensità del campo magnetico subisce delle variazioni.<ref name="campo.magn"/>
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