Quali prospettive
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 26

Quali prospettive per lo studio del Sole e delle relazioni Sole-Terra? PowerPoint PPT Presentation


  • 50 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

Quali prospettive per lo studio del Sole e delle relazioni Sole-Terra?. Daniele Spadaro INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania. Teramo 8 maggio 2008. Dal Piano a Lungo Termine INAF – 2006: “The present focus of the Solar, interplanetary and magneto-

Download Presentation

Quali prospettive per lo studio del Sole e delle relazioni Sole-Terra?

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

Quali prospettive

per lo studio del Sole

e delle relazioni Sole-Terra?

Daniele Spadaro

INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania

Teramo

8 maggio 2008


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

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.”


La sfida per la fisica solare

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

l’eliosfera

L’intera atmosfera solare è coinvolta nella intensa

deposizione di energia a livello coronale


Come attaccare questo problema

Come “attaccare” questo problema?

  • L’esistenza della corona solare richiede una continua fornitura di massa ed energia dalle

  • regioni più interne

  • La sorgente di energia e materia scaturisce

  • dai moti di plasma alla sommità della zona di convezione

  • L’intensità e la configurazione (topologia) del campo magnetico giocano un ruolo dominante

  • Visione unificata del sistema atmosfera solare/ eliosfera (interazione plasma - campi magnetici)


Emersione del campo magnetico interazione con i moti di plasma

Emersione del campo magneticoInterazione con i moti di plasma

La quantità di flusso proveniente da una concentrazione magnetica nella fotosfera

è 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 più 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)

AFS in regioni attive emergenti osservate con THEMIS/IPM

(Spadaro et al. 2004; Zuccarello et al. 2005, 2007, 2008)


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

Molti meccanismi aventi origine nella fotosfera e cromosfera sono, in linea di principio, in grado difornire abbastanza energia e massa alla corona

Scala spaziale tipica per tali processi:

distanza intergranulare (~ 0.1 arcsec, 75 km)

  • Onde MHD generate alla

  • sommità 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


Dissipazione dell energia e riscaldamento delle strutture coronali

Dissipazione dell’energia 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


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

Struttura termica “fine” di una regione attiva coronale

Reale et al., 2007, Science

Media geometrica delle

immagini ottenute in ciascun

filtro (mediate su un’ora)

“Combined improved filter ratio”

CIFR(T)=CFR1(T)xCFR2(T)

Dati: XRT/Hinode (5 filtri usati sui 9 in banda X)


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

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


Rivelazione diretta dei processi difficile

Rivelazione diretta dei processi difficile

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 velocità ~1 km/s (effetto Doppler)

Immagini in più bande spettrali, parzialmente sovrapposte, ad elevata

cadenza (~1 s) e con campo di vista tale da coprire l’intera struttura

Approccio modellistico e diagnostico

Studio del comportamento dinamico del plasma coronale confinato in strutture

magnetiche chiuse e aperte: profili di temperatura, densità e velocità –

lungo le strutture considerate, in funzione del tempo.

Sintesi dell’emissione (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.


Altri aspetti da approfondire e chiarire

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 dell’elio?

Campi magnetici coronali:

mancanza di misure quantitative

(estrapolazioni dai magnetogrammi fotosferici)

- spettropolarimetria UV (misure dallo spazio),

studio dell’effetto Hanle (riduzione della polarizzazione lineare e

rotazione della direzione di polarizzazione in righe eccitate per

risonanza radiativa)

- osservazioni radio


Dove ha origine il vento solare

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)

  • Necessità di osservare direttamente i poli del Sole


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

  • Streamers (vento lento):

Mappe UVCS/SOHO

lungo i contorni, cioè 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.)

O VI

1032 Å

H I

Lyα

  • Correlazione tra topologia magnetica, velocità del vento e

  • abbondanze di elementi (He) - da verificare con misure

  • simultanee


Quali meccanismi dissipano energia nel vento solare

Quali meccanismi dissipano energianel vento solare?

  • Indicazioni fornite dalle osservazioni con UVCS/SOHO

L’accelerazione più elevata avviene nei

buchi coronali tra 1.6 e 2.5 R.

Gli ioni pesanti (O VI) sono accelerati

più 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)


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

Allargamento delle righe spettrali:

indicazione della deposizione di energia;

accelerazione preferenziale perpendicolarmente al campo magnetico;

dissipazione di onde di Alfvén (parte ad alta frequenza dello spettro)

attraverso la risonanza ione-ciclotrone?

Comportamento analogo all’interno 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)


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

  • Risonanza:

  • Dipendenza dal rapporto carica

  • su massa dello ione:

Generazione locale di onde in corona

  • Righe di ioni con diverso rapporto

  • :

HeII λ304 (0.25), OVI λ1032 (0.31), …, HI λ1216 (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.)

Alta risoluzione in energia e angolare. SWAN on Solar Orbiter – R. Bruno

Composizione chimica – confronto con la fotosfera.


Scenario proposto da verificare

Scenario proposto da verificare

  • Trasporto di energia meccanica da onde di Alfvén

  • Cascata turbolenta verso le frequenze più alte

  • Dissipazione per interazione onda-particella

  • (Verdini & Velli 2007)

  • Approccio cinetico allo studio del vento solare:

  • descrizione dell’evoluzione 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 già a 1.5 – 2 R (remote sensing)

  • - possibilità di eliminare gli effetti della rotazione solare:

  • METIS-COR+SOCS on Solar Orbiter


Attivit magnetica solare e fenomeni dinamici brillamenti eruzioni di protuberanze cmes

Attività magnetica solare e fenomeni dinamici:brillamenti, eruzioni di protuberanze, CMEs

  • Verso una maggiore comprensione

  • dei fenomeni all’origine di:

  • instabilità delle strutture magnetiche

  • eruzione delle strutture magnetiche

  • rilascio di energia connesso

Campo magnetico: elemento chiave

in ogni scenario che descrive l’innesco

dei brillamenti e dei CMEs

Necessità di osservazioni congiunte dei campi magnetici e dell’emissione

dell’atmosfera solare nel visibile, UV/EUV e X durante le fasi che precedono

i fenomeni.


Alcune questioni aperte meccanismi di innesco dei brillamenti

Alcune questioni aperte:meccanismi di innesco dei brillamenti

  • Immagazzinamento di energia in campi magnetici non potenziali.

  • Insorgere delle instabilità nelle strutture magnetiche.

  • Trasferimento dell’energia dal C.M. al plasma e alle particelle

  • (formazione di “current sheets” e/o riconnessione magnetica).

  • Trasporto di energia e particelle attraverso l’atmosfera solare

  • magnetizzata.

  • Il ruolo della turbolenza MHD nel trasferire energia dalle scale

  • più grandi a quelle più 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)


Eventi precursori dei coronal mass ejections

Eventi precursori dei coronal mass ejections

Non è ancora chiaro come hanno inizio e si evolvono i CMEs

Rottura dell’equilibrio magnetico nelle strutture in gioco: occorre

comprendere come avviene. Riconnessione magnetica?

Riduzione nell’emissione EUV e X nelle regioni interessate:

probabile diminuzione della densità del plasma dovuta all’espansione.

Ritenuta quindi un indicatore dell’innesco dei CMEs.

Presenza di onde nel plasma coronale: conseguenza dell’eruzione

di filamenti e protuberanze.

Prime fasi della propagazione nella corona estesa (entro 2 R):

necessità di coronografi nell’ultravioletto – immagini!

(contributi dell’UVCS/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) !!


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

  • 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.

  • COR: coronografo per immagini simultanee (prima volta!) nel

  • visibile (pB) e nell’UV (H I Lyα e He II Lyα) - 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 λλ di EUS:

  • H I Lyα, O VI dopp. ris. + He II Lyα (prima volta!)

  • “Spectro-imaging” in HeII cruciale per la fisica della corona

  • e del vento solare (secondo componente, regioni sorgente,…)


Propagazione delle perturbazioni nel mezzo interplanetario influenza sull ambiente terrestre

Propagazione delle perturbazioni nel mezzointerplanetario: influenza sull’ambiente terrestre

  • Effetto della turbolenza magnetica sul trasporto di plasma e sulla

  • propagazione delle particelle energetiche nel sistema solare

  • (è 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 nell’eliosfera e, eventualmente,

  • nella magnetosfera terrestre;

  • riconnessione magnetica: trasporto di energia dal vento solare alla

  • magnetosfera (accelerazione di particelle, tempeste geomagnetiche).


Quali prospettive per lo studio del sole e delle relazioni sole terra

  • 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.


  • Login