Struttura e dinamica dell’alta atmosfera solare

Lo studio della struttura e dinamica dell’alta atmosfera solare all’OAC è legata a una solida scuola a Napoli di fisica del trasporto radiativo applicata allo studio di varie regioni dell’atmosfera solare, quali la cromosfera oppure la fotosfera in strutture magnetiche come le macchie solari.

Questo interesse dei fisici solari all’OAC si è poi esteso, da una parte, allo studio di stelle simili al Sole, e dall’altra allo studio delle regioni più esterne dell’atmosfera solare: dalla fotosfera e cromosfera, attraverso la cosiddetta regione di transizione, fino alla corona, e includendo strutture come le protuberanze.
Queste regioni dell’atmosfera solare, ancor più che della fotosfera, sono sedi di una grande varietà di fenomeni dinamici, alcuni veramente spettacolari, come i cosiddetti brillamenti (esplosioni) solari. Le stesse protuberanze, anche quelle apparentemente più “tranquille”, sono in continua evoluzione.

Scienza

Oltre all’interesse per i processi fisici che hanno luogo nell’atmosfera solare, recentemente è apparso sempre più chiaro che il Sole ha effetti sul sistema planetario, e quindi anche sulla Terra, in modi che vanno al di là del semplice irraggiamento con radiazione luminosa visibile o infrarossa. In particolare, è aumentato l’interesse per lo studio dell’effetto della radiazione energetica (specialmente nell’estremo ultravioletto, o EUV) sull’alta atmosfera terrestre, come pure degli effetti indotti dall’interazione del cosiddetto vento solare con la magnetosfera terrestre.

Ricerca

I progetti ora in corso presso l’INAF/OAC nell’ambito dello studio della struttura e dinamica dell’alta atmosfera solare rientrano nell’ambito dello studio delle interazioni Sole-Terra:

• le radici cromosferiche delle anomalie chimiche nel vento solare
• l’irradianza EUV in funzione del ciclo di attività solare

Radici cromosferiche delle anomalie chimiche nel vento solare

Un aspetto interessante e ancora poco chiaro in Fisica Solare riguarda la variabilità con la posizione e il tempo delle abbondanze dei vari elementi chimici, ovvero della composizione chimica del plasma solare. Per quanto riguarda l’elio, in particolare, si osservano notevoli variazioni del numero di nuclei di elio rispetto al numero di protoni nel vento solare. Inoltre, ci sono indicazioni che già nell’atmosfera solare ci siano alterazioni dell’abbondanza dell’elio in corrispondenza delle regioni attive sulla superficie solare (N. Mandzhavidze, R. Ramaty e B. Kozlovsky: 1997, Solar atmospheric and solar flare accelerated helium abundances from gamma-ray spectroscopy, ApJ, 489, L99 ; N. Mandzhavidze, R. Ramaty e B. Kozlovsky: 1999, Determination of the abundances of subcoronal ⁴He and of solar flare-accelerated ³He and ⁴He from gamma-ray spectroscopy, ApJ, 518, 918-925)
Per affrontare questi problemi, nel maggio 2001 è stata organizzata una campagna internazionale di osservazioni con diversi strumenti, sia da satellite che da terra.
Durante questa campagna, si è potuto osservare un brillamento nella regione attiva NOAA 9468. Questo brillamento è stato seguito nella sua evoluzione da diversi strumenti partecipanti alla campagna osservativa, incluso lo spettrografo CDS a bordo di SOHO, e il telescopio Dunn Solar Tower all’osservatorio del NSO a Sacramento Peak (New Mexico, USA).

Un panoramica della regione attiva durante il brillamento, osservata dallo strumento EIT a bordo di SOHO nella banda centrata a 19.5 nm circa 3 ore prima del brillamento

Una sequenza in cui è mostrata una sequenza temporale di immagini della regione attiva prima, durante, e dopo il brillamento. In basso sono mostrate le variazioni dell’emissione del Sole nell’estremo ultravioletto (con lo strumento SEM di SOHO) e nell’X (dal satellite GOES-10). L’inizio dell’evento è alle 16:01 UT del 26 maggio 2001.

La stessa regione è mostrata in queste due sequenze di immagini elaborate dai dati dello spettrografo CDS di SOHO. Si tratta di immagini derivate dalle intensità nelle righe He I 58.4 nm, a sinistra, (prodotta dall’elio neutro) e Fe XIX 59.2 nm, a destra, (prodotta dal ferro ionizzato 18 volte in plasmi a temperature

Per evidenziare le zone della regione attiva interessate dal brillamento, nel pannello di destra è mostrata la differenza di ciascuna immagine con l’immagine della regione attiva prima del brillamento.

Le difficoltà principali nella misura dell’abbondanza dell’elio nella cromosfera solare sono molteplici, e tali da rendere estremamente difficile tale misura. Infatti, a tutt’oggi non esistono misure affidabili dell’abbondanza dell’elio nella cromosfera solare, sebbene questo elemento sia il secondo elemento più abbondante nel Sole (intorno al 25% in massa). Per una discussione sui problemi legati all’analisi dello spettro dell’elio nell’atmosfera solare, si può far riferimento, per esempio, a V. Andretta, G. Del Zanna e S. D. Jordan.: 2003, The EUV helium spectrum in the quiet Sun: a by-product of coronal emission?, A&A, 400, 737-752 oppure a V. Andretta, et al.: 2000, The role of velocity redistribution in enhancing the intensity of the He II 304 Å line in the quiet-Sun spectrum, ApJ, 535, 438-453.
Tra i principali problemi da risolvere per ottenere una misura dell’abbondanza dell’elio nell’atmosfera solare:

i. E’ necessario ottenere un modello di cromosfera realistico nella zona dove si vuole effettuare la misura, vale a dire una stima affidabile della distribuzione con l’altezza di temperatura e densità nell’atmosfera.

ii. E’ necessario avere una stima dell’irraggiamento dovuto alla radiazione nell’estremo UV emessa dalla corona sovrastante la zona in esame.

Il primo problema può essere affrontato per esempio osservando contemporaneamente delle righe da cui è possibile estrarre informazioni sulla temperatura e densità della cromosfera, come le classiche righe cromosferiche Hα (la prima riga della serie di Balmer dell’idrogeno) e il doppietto Ca H & K del calcio ionizzato (righe H & K di Fraunhofer).
Il secondo problema richiede necessariamente delle misure della radiazione coronale nell’estremo UV. Come descritto più sopra, nel caso della campagna osservativa i cui dati sono stati analizzati, queste informazioni sono state ottenute dagli strumenti:

• SOHO / CDS : spettri solari EUV.
• SOHO / EIT : immagini solari EUV a banda stretta a 195 nm.
• SOHO / SEM : irradianza solare nell’intervallo 1-50 nm.

I primi risultati dell’analisi di questi dati, riguardanti la dinamica del plasma durante il brillamento, sono stati pubblicati da L. Teriaca, et al.: 2003, Solar and heliospheric observatory/coronal diagnostic spectrograph and ground-based observations of a two-ribbon flare: spatially resolved signatures of chromospheric evaporation., ApJ, 588, 596-605.
L’analisi dei dati per stimare l’abbondanza dell’elio prima e durante il brillamento, invece, è tuttora oggetto di studio, in collaborazione con A. Falchi (INAF/Osservatorio di Arcetri, Firenze) e P. J. D. Mauas (Instituto de Astronomía y Fí;sica del Espacio, Buenos Aires, Argentina). Dei risultati preliminari sono stati presentati al 3-rd Meeting on the Italian Solar Research: L. Teriaca, et al.: 2003, Spatially resolved signatures of chromospheric evaporation during a small two-ribbon flare, MemSAIt, 74, 635-638 e A. Falchi,et al.: 2003, Chromospheric and transition region He lines during a flare,MemSAIt, 74, 639-642. Un articolo più dettagliato su alcune conclusioni tratte dall’analisi della regione attiva prima del brillamento è stato pubblicato da P. J. D. Mauas, et al.: 2005, Helium line formation and abundance in a solar active region, ApJ, 619, 604-612. Un secondo articolo, complementare a quest’ultimo, riguardante i dati ottenuti durante il brillamento, è in preparazione.

La radiazione solare nell’estremo UV,
in funzione del ciclo di attività solare

• Quantificare le perturbazioni nella ionosfera terrestre per fotoionizzazione da radiazione EUV (Estremo Ultravioletto) e raggi X soft, principalmente nell’intervallo da 1 a 120 nm, in funzione del ciclo di attività solare.
  Gli strumenti e le osservazioni da effettuare sono:

   

  • SOHO / CDS : spettri solari EUV (radianza) nell’intervallo 10-80 nm.
  • SOHO / EIT : immagini solari a banda stretta: 17.1, 19.5, 28.4, 30.4 nm.
  • SOHO / SEM : irradianza solare nell’intervallo 1-50 nm.

  I principali problemi da affrontare sono:

  • • L’irradianza EUV solare è notevolmente variabile, a varie scale temporali, ed è modulata dal ciclo solare in maniera non nota in dettaglio. In particolare, non sono attualmente facilmente quantificabili i pesi relativi che le varie regioni della corona interna solare (dalle regioni cosiddette quiete, a quelle attive) hanno nell’irradianza totale EUV. Inoltre, la distribuzione spettrale della radiazione ionizzante non è generalmente nota;
  • Nel valutare l’effetto sulla ionosfera terrestre della radiazione EUV ionizzante, è necessario avere una calibrazione affidabile degli strumenti che misurano l’emissione solare nell’arco di una frazione apprezzabile del ciclo solare, cioè su un periodo di anni.

  Il piano di lavoro prevede:

  • • Studio della variabilità della distribuzione spettrale della radiazione EUV durante il ciclo solare attraverso l’analisi degli spettri da SOHO/CDS;
  • Determinazione dell’effetto delle disomogeneità della corona interna, sia in termini di regioni attive, che di variazione centro-lembo dell’intensità delle regioni cosiddette quiete dalle immagini SOHO / EIT
  • Determinazione di un modello dello spettro della radianza solare EUV sulla base dei dati di SOHO/CDS e SOHO/EIT, e con l’ausilio di tecniche di diagnostica e modellistica dell’emissione di plasmi coronali (attraverso il codice e base dati spettrale CHIANTI), da confrontare con i dati di irradianza forniti da SOHO/SEM.
  • Ricerche collaterali riguarderanno:
    • • Controllo della consistenza della calibrazione relativa dei vari strumenti di SOHO, attualmente nota al livello di 30-50% solo per i primi anni della missione, e solo per alcune lunghezze d’onda. In particolare, attualmente non sono ben noti gli effetti a lungo termine, importanti per questo studio della variabilità solare durante il ciclo.
    • Dall’analisi della variabilità col ciclo solare degli spettri delle principali strutture della corona solare interna, attraverso tecniche diagnostiche spettroscopiche sarà possibile studiare la variazione col tempo dei parametri fisici di queste strutture (p. es.: la distribuzione media di temperatura del Sole quieto in funzione del tempo).