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- Quali prospettive per lo studio del Sole e delle relazioni
Sole-Terra? Daniele Spadaro INAF Osservatorio Astrofisico di
Catania Teramo 8 maggio 2008
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- Dal Piano a Lungo Termine INAF 2006: The present focus of the
Solar, interplanetary and magneto- spheric physics is on the
variety of phenomena collected under the umbrella definition of
Solar Activity. The content of this field, very rich of physical
effects, arguably could be condensed as: Complex interaction of the
magnetic field and plasma over a wide dynamic range of conditions.
The magnetic field is generated inside the Sun, threads through the
solar atmosphere, the heliosphere and the planets magnetosphere; on
the other hand, the entire Sun, the heliosphere, and the outer
atmospheres of several planets are in plasma state.
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- La sfida per la fisica solare Comprendere i processi che danno
vita ad una corona calda, variabile e alla sua espansione nello
spazio interplanetario per formare il vento solare e leliosfera
Lintera atmosfera solare coinvolta nella intensa deposizione di
energia a livello coronale
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- Come attaccare questo problema? Lesistenza della corona solare
richiede una continua fornitura di massa ed energia dalle regioni
pi interne La sorgente di energia e materia scaturisce dai moti di
plasma alla sommit della zona di convezione Lintensit e la
configurazione (topologia) del campo magnetico giocano un ruolo
dominante Visione unificata del sistema atmosfera solare/ eliosfera
(interazione plasma - campi magnetici)
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- Emersione del campo magnetico Interazione con i moti di plasma
AFS in regioni attive emergenti osservate con THEMIS/IPM (Spadaro
et al. 2004; Zuccarello et al. 2005, 2007, 2008) La quantit di
flusso proveniente da una concentrazione magnetica nella fotosfera
controllata dalla topologia e dalla dina- mica dei flussi
convettivi (Berrilli et al. 2002, 2004, 2005; Del Moro et al. 2004,
2007). Importanza di uno studio sempre pi appro- fondito della
dinamica fotosferica e cromo- sferica nelle regioni quiete
(granulazione, supergranulazione, network). Risultati di IBIS/DST
(Jansen & Cauzzi, 2006; Vecchio et al. 2007; Cauzzi et al.
2008)
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- Molti meccanismi aventi origine nella fotosfera e cromosfera
sono, in linea di principio, in grado di fornire abbastanza energia
e massa alla corona Onde MHD generate alla sommit della C.Z.
(eccitate dalle oscillazioni?) Processi di riconnessione magnetica
(jet di plasma) Micro- e nano-flares (evaporazione cromosferica)
Legame tra il C.M. fotosferico e quello negli strati superiori?
Spettro-polarimetria multibanda in fotosfera e cromosfera: IBIS/DST
-- SOT/Hinode Stokes parameters European Solar Telescope (EST) vedi
F. Zuccarello Scala spaziale tipica per tali processi: distanza
intergranulare (~ 0.1 arcsec, 75 km)
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- Dissipazione dellenergia e riscaldamento delle strutture
coronali Localizzazione? (uniforme, base, top, ) Evoluzione?
(costante, transiente (im- pulsivo, graduale), ) Meccanismi
dissipativi? (resistivo o viscoso di onde MHD, correnti indotte
dalle deformazione delle linee di forza magnetiche, ) Piccole scale
spaziali (subarcsec) e temporali (secondi o meno) Klimchuk J.A.,
2006, Sol. Phys. TRACE
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- Struttura termica fine di una regione attiva coronale Reale et
al., 2007, Science Dati: XRT/Hinode (5 filtri usati sui 9 in banda
X) Media geometrica delle immagini ottenute in ciascun filtro
(mediate su unora) Combined improved filter ratio CIFR(T)=CFR 1
(T)xCFR 2 (T)
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- EIS/Hinode Del Zanna, 2008, A&A Flows in active region
loops Prevalenza di red-shift nei loop della regione attiva bassa T
di blue-shift ai margini della regione attiva alta T
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- Rivelazione diretta dei processi difficile Approccio
modellistico e diagnostico Richieste per le osservazioni (EUV e X):
(METIS-EUS on Solar Orbiter) Risoluzione spaziale ~0.01 arcsec
(decina di km) temporale 1 s spettrale tale da rivelare velocit ~1
km/s (effetto Doppler) Immagini in pi bande spettrali, parzialmente
sovrapposte, ad elevata cadenza (~1 s) e con campo di vista tale da
coprire lintera struttura Studio del comportamento dinamico del
plasma coronale confinato in strutture magnetiche chiuse e aperte:
profili di temperatura, densit e velocit lungo le strutture
considerate, in funzione del tempo. Sintesi dellemissione (effetti
di non-equilibrio di ionizzazione) e confronto con dati
spettroscopici ed immagini EUV e X ottenuti con elevato rapporto
segnale/rumore e requisiti di risoluzione un ordine di grandezza
meno stringenti.
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- Altri aspetti da approfondire e chiarire Composizione chimica
coronale: relazione con le abbondanze fotosferiche, effetto FIP
(come agisce?), differenze tra regioni con diversa configurazione
magnetica, abbondanza dellelio? Campi magnetici coronali: mancanza
di misure quantitative (estrapolazioni dai magnetogrammi
fotosferici) - spettropolarimetria UV (misure dallo spazio), studio
delleffetto Hanle (riduzione della polarizzazione lineare e
rotazione della direzione di polarizzazione in righe eccitate per
risonanza radiativa) - osservazioni radio
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- Dove ha origine il vento solare? Buchi coronali (vento veloce):
regioni lungo i contorni del network cromosferico Emersione
controllata dalla struttura magnetica cromosferica (suggerimento di
Hassler et al., 1999, Science) Necessit di osservare direttamente i
poli del Sole
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- Streamers (vento lento): lungo i contorni, cio ai bordi dei
buchi coronali, sopra la cuspide degli streamers, interstreamers
risultato di UVCS/SOHO (Abbo e Antonucci, Anto- nucci et al., Noci
et al., Spadaro et al., Strachan et al., Telloni et al., Uzzo et
al.) Correlazione tra topologia magnetica, velocit del vento e
abbondanze di elementi (He) - da verificare con misure simultanee O
VI 1032 H I Ly Mappe UVCS/SOHO
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- Quali meccanismi dissipano energia nel vento solare?
Indicazioni fornite dalle osservazioni con UVCS/SOHO Laccelerazione
pi elevata avviene nei buchi coronali tra 1.6 e 2.5 R. Gli ioni
pesanti (O VI) sono accelerati pi efficacemente dei protoni. (Kohl
et al. 1999, Cranmer et al. 1999, Antonucci et al. 2000, Poletto et
al. 2002, Zangrilli et al. 2002, Telloni et al. 2007) Diagnostica
di Doppler dimming. (Noci et al. 1987, Dodero et al. 1998,
Antonucci et al. 2004)
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- Allargamento delle righe spettrali: indicazione della
deposizione di energia; accelerazione preferenziale
perpendicolarmente al campo magnetico; dissipazione di onde di
Alfvn (parte ad alta frequenza dello spettro) attraverso la
risonanza ione-ciclotrone? Comportamento analogo allinterno e lungo
i bordi degli streamers (Spadaro et al. 2007; Susino et al. 2008)
(Antonucci et al. 1997, Kohl et al. 1997, Noci et al. 1997,
Zangrilli et al. 1999)
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- Risonanza: Dipendenza dal rapporto carica su massa dello ione:
Righe di ioni con diverso rapporto : HeII 304 (0.25), OVI 1032
(0.31), , HI 1216 (1.0) - METIS-SOCS on Solar Orbiter Misure del
campo magnetico coronale Misure in situ delle distribuzioni delle
varie particelle (entro 0.3 U.A.) Generazione locale di onde in
corona Alta risoluzione in energia e angolare. SWAN on Solar
Orbiter R. Bruno Composizione chimica confronto con la
fotosfera.
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- Scenario proposto da verificare Trasporto di energia meccanica
da onde di Alfvn Cascata turbolenta verso le frequenze pi alte
Dissipazione per interazione onda-particella (Verdini & Velli
2007) Approccio cinetico allo studio del vento solare: descrizione
dellevoluzione della turbolenza, dello spettro delle onde e delle
funzioni di distribuzione delle particelle (Bruno & Carbone
2005) The solar wind as a turbulence laboratory SWAN on Solar
Orbiter Studio delle fluttuazioni gi a 1.5 2 R (remote sensing) -
possibilit di eliminare gli effetti della rotazione solare:
METIS-COR+SOCS on Solar Orbiter
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- Attivit magnetica solare e fenomeni dinamici: brillamenti,
eruzioni di protuberanze, CMEs Verso una maggiore comprensione dei
fenomeni allorigine di: instabilit delle strutture magnetiche
eruzione delle strutture magnetiche rilascio di energia connesso
Campo magnetico: elemento chiave in ogni scenario che descrive
linnesco dei brillamenti e dei CMEs Necessit di osservazioni
congiunte dei campi magnetici e dellemissione dellatmosfera solare
nel visibile, UV/EUV e X durante le fasi che precedono i
fenomeni.
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- Alcune questioni aperte: meccanismi di innesco dei brillamenti
Immagazzinamento di energia in campi magnetici non potenziali.
Insorgere delle instabilit nelle strutture magnetiche.
Trasferimento dellenergia dal C.M. al plasma e alle particelle
(formazione di current sheets e/o riconnessione magnetica).
Trasporto di energia e particelle attraverso latmosfera solare
magnetizzata. Il ruolo della turbolenza MHD nel trasferire energia
dalle scale pi grandi a quelle pi piccole, dove ha luogo la
dissipazione. Formazione ed evoluzione di loop post-brillamento e
comporta- mento dei filamenti (subarcsec) che li compongono. Cosa
avviene nelle regioni prossime ai piedi dei loop? METIS EUS, EUVI,
VIM (Solar Orbiter)
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- Eventi precursori dei coronal mass ejections Non ancora chiaro
come hanno inizio e si evolvono i CMEs Rottura dellequilibrio
magnetico nelle strutture in gioco: occorre comprendere come
avviene. Riconnessione magnetica? Riduzione nellemissione EUV e X
nelle regioni interessate: probabile diminuzione della densit del
plasma dovuta allespansione. Ritenuta quindi un indicatore
dellinnesco dei CMEs. Presenza di onde nel plasma coronale:
conseguenza delleruzione di filamenti e protuberanze. Prime fasi
della propagazione nella corona estesa (entro 2 R ): necessit di
coronografi nellultravioletto immagini! (contributi dellUVCS/SOHO:
Antonucci et al. 1997, Ciaravella et al. 1997, 2000, Ventura et al.
2002, Mancuso et al. 2004) Contributo di METIS SOCS + COR (Solar
Orbiter) !!
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- METIS investigation (proposed for Solar Orbiter payload)
Multi-Element Telescope for Imaging and Spectroscopy - Combinazione
di spettrometria UV (sul disco e in corona fino a 1.4 R ) con
spectro-imaging UV e imaging UV e visibile coronografico. 1.COR:
coronografo per immagini simultanee (prima volta!) nel visibile
(pB) e nellUV (H I Ly e He II Ly) - res. 2000 km campo di vista:
1.2-3.0 (1.6-4.1) R a 0.22 (0.3) U.A. 2. EUS: spettrometria ad
altissima risoluzione della cromosfera superiore, regione di
transizione e corona (1, v < 5 km/s) 6 bande simultanee (50-158
nm) T: 0.01 10 MK 3. SOCS: osservazioni spettroscopiche simultanee
a 4 altezze in corona (1.7-2.6 R a 0.22 U.A.) stesse di EUS: H I
Ly, O VI dopp. ris. + He II Ly (prima volta!) Spectro-imaging in
HeII cruciale per la fisica della corona e del vento solare
(secondo componente, regioni sorgente,)
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- Propagazione delle perturbazioni nel mezzo interplanetario:
influenza sullambiente terrestre Effetto della turbolenza magnetica
sul trasporto di plasma e sulla propagazione delle particelle
energetiche nel sistema solare ( particolarmente importante il
grado di anisotropia delle fluttuazioni): ampliamento della regione
dello spazio in cui possono propagarsi le particelle energetiche
(vedi studi di Zimbardo et al.) previsione del flusso di particelle
energetiche associato a brillamenti e coronal mass ejections
Conoscenze di notevole importanza per lo studio delle relazioni
Sole-Terra: perturbazioni della magnetosfera e della ionosfera
terrestri (ULF mag. waves); modulazione dei raggi cosmici che
penetrano nelleliosfera e, eventualmente, nella magnetosfera
terrestre; riconnessione magnetica: trasporto di energia dal vento
solare alla magnetosfera (accelerazione di particelle, tempeste
geomagnetiche).
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- Several key problems remain open (PLT INAF-2006): How is the
magnetic field generated and dissipated? What originates the
heating of the upper solar atmosphere? What is the source of
acceleration of the solar wind? What is the physical origin of
solar variability? To address these issues, solar and
interplanetary physics are focused on studying the magnetic
activity; important breakthroughs will be achieved with the
combination of space-based instruments and high resolution,
innovative instrumentation from ground. The physical conditions in
which the interactions between ionized plasmas and electro-magnetic
fields occur are very common in the Universe.