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Il nostro gruppo ha affrontato lo studio della dinamica fotosferica basandosi sull’osservazione simultanea della velocità lungo la linea di vista (V) e delle fluttuazioni dell’intensità della radiazione (I). L’uso di entrambi questi osservabili permette di caratterizzare completamente lo stato dinamico dell’atmosfera, così come sottolineato in particolare dal prof. Deubner (Deubner F.-L.: 1991, Geophys. Astrophys. Fluid Dynamics, 62, 153). Una novità del nostro studio è stata quella di estendere l’analisi di V ed I dalle piccole scale spaziali (dell’ordine di granuli e supergranuli), alle grandi scale, tipiche delle oscillazioni globali del Sole. I risultati raggiunti in questo modo sono particolarmente significativi. Innanzitutto, abbiamo dimostrato agli eliosismologi, abituati a considerare solo la velocità delle oscillazioni, la ricchezza di informazione contenuta nell’insieme degli spettri: potenza in I e V, differenza di fase e coerenza tra I e V (Severino, G., Straus, Th., Jefferies, S.M.: 1998, “The Solar Background Spectrum: a gold mine of information”, ESA SP-418, 53 ; Straus, Th., et al.: 1999, “Observational constraints on models of the solar background spectrum”, ApJ, 516, 939 ; Oliviero, M., et al.: 1999, “Space and time analysis of the solar photospheric dynamics at moderate-l values”, ApJ, 516, L45). A questo riguardo, il risultato principale è stato la determinazione dell’intero spettro della differenza di fase e della coerenza per il segnale solare di sfondo (solar background), e, in particolare, i profili di differenza di fase e di coerenza caratteristici dei modi di bassa frequenza. Questi risultati osservativi hanno stimolato uno sforzo interpretativo, a cui anche il nostro gruppo ha dato il suo significativo contributo. La forma asimmetrica dei profili di differenza di fase e coerenza sul modo è stata messa in relazione con l’asimmetria nei profili in potenza del modo, già osservata in precedenza (Duvall, T.L., et al.: 1993, ApJ 410, 829). Inoltre, l’inversione dell’asimmetria nel passare dalla potenza in I a quella in V aveva suggerito l’esistenza di una componente nel segnale di fondo (background) che fosse correlata col modo stesso e legata alla sorgente acustica (Roxburgh I.W., Vorontsov S.V.: 1997, “On the formation of spectral line profiles of solar p modes”, MNRAS, 292, L33 ; Nigam R., et al.: 1998, “Asymmetry in velocity and intensity helioseismic spectra: a solution to a long-standing puzzle”, Ap.J. 495, L115). Skartlien e Rast (Skartlien, R., Rast, M.: 2000, ApJ, 535, 464) hanno proposto che il background solare correlato coi modi sia prodotto da processi convettivi localizzati negli intergranuli e simili agli eventi sismici osservati da Strous, et al. (Strous, L.H., Goode, P.R., e Rimmele, T.R.: 2000, ApJ 535, 1000). Sulla base di questa ipotesi, essi hanno adattato i parametri del loro modello allo spettro di differenza di fase hanno mostrato che per riprodurre in modo soddisfacente i quattro profili di un modo a bassa frequenza (potenza in I e V. differenza di fase e coerenza tra I e V) occorrono tre componenti per il background:

1. 1. una parte coerente (cioè con la fase I-V definita) e correlata col modo;
   2. una parte coerente scorrelata
   3. una parte incoerente (o noise).

Le prime due componenti possono essere collegate con la sorgente acustica, che, quindi, in generale potrebbe essere solo parzialmente correlata col modo.

Inoltre, è stato dimostrato (Severino G., et al.: 2001, “The solar intensity-velocity cross-spectrum: a powerful diagnostic for Helioseismology”, ApJ 561, 444) che occorrono tutti e quattro gli spettri simultaneamente per vincolare le diverse componenti del segnale solare.
Il prossimo passo in questo campo consisterà nel riprodurre i quattro spettri eliosismici per ampi intervalli della scala spaziale e della frequenza temporale (cioè sull’intero diagramma l-ν), in modo da meglio definire i parametri della sorgente acustica e, nello stesso tempo, determinare parametri dei modi che non siano alterati dalla presenza del background.
Un’ulteriore direzione di ricerca è quella intrapresa da Straus et al. (Straus, Th., et al.: 1999, “The solar p-mode background: observations and hydrodynamical models”, ESA-SP, 448, 1, 203), che hanno calcolato i quattro spettri eliosismici dalle fluttuazioni in V ed I generate con una simulazione numerica della convezione solare in due dimensioni prodotta da M. Steffens (AIP, Potsdam). Questo tipo di analisi spazio-temporale è stata poi estesa ad una simulazione numerica tridimensionale e l’analisi dei primi risultati è attualmente in corso.
Uno studio complementare degli eventi impulsivi e della loro identificazione sia negli spettri dei modi che direttamente da immagini ad alta risoluzione è in corso. I primi risultati relativi all’influenza dei jet di plasma collegati alle esplosioni cromosferiche sono stati pubblicati da Moretti et al. (Moretti, P.F., et al.: 2001, “The source of the solar oscillations: magnetic or convective?”, A&A, 372, 1038 ; Moretti, P.F., et al.: 2002, “An interpretation of the I-V phase background based on observed plasma jets”, A&A, 395, 293 ; Moretti, P.F., et al.: 2003, “Detection of photospheric impacts from chromospheric impulsive events”, ApJ, 589, L109).
Infine, collegati con lo studio della dinamica fotosferica, il gruppo solare dell’OAC, ha sviluppato i seguenti progetti tecnolgici:

• VAMOS – Si tratta di uno strumento attualmente in funzione presso la torre Est dell’Osservatorio. Questo strumento è in grado di acquisire quasi simultaneamente (a frequenza video) immagini a Sole intero di I e V (ed eventualmente del campo magnetico longitudinale) nella riga fotosferica KI 769.9 nm. Il VAMOS è basato sulla tecnologia dei filtri magneto-ottici (Yeh P.: 1982, “Dispersive magnetooptic filters”, AO, 21, 11).
• Manifattura delle celle a vapore di potassio necessarie per il funzionamento del VAMOS.
• CONCORDIASTRO per la qualificazione del seeing solare del sito del Dome C in Antartide.
• Archiviazione di dati solari:DSO e VAMOS