Attività solare

Attività solare

Il sole

Il Sole è una dei molti miliardi di stelle che compongono la nostra galassia. Tuttavia, data la sua vicinanza alla Terra, è interessante studiare il Sole perché è la fonte primaria di energia per il nostro pianeta. Ci dà anche un’idea delle strutture stellari e dei plasmi astrofisici.Come stella, il Sole è piuttosto banale. È una stella standard di medie dimensioni e, con i suoi 4,6 ×109 anni, è già a metà della sua vita. La sua massa totale è di 1,99 ×1030 kg, di cui il 74% della massa è idrogeno, il 24% elio e piccole tracce di grandi elementi come ossigeno, ferro, magnesio e silicio. Ogni secondo, 4,26×109 kg del Sole vengono convertiti in energia dalle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel suo nucleo. Il raggio del Sole (R) è di 696 Mm, dove 1 Mm è 106 m.Il raggio del Sole R☉ è di 696 Mm, dove 1 Mm è 106 m. I megametri sono una scala di lunghezza comunemente usata sul Sole (un granulo fotosferico ha tipicamente 1 Mm di diametro). Nel suo volume ci starebbero 1,3 milioni di Terre. All’equatore ruota circa ogni 26 giorni, con il periodo di rotazione che aumenta con la latitudine fino a circa 35 giorni vicino ai poli. Questo effetto è noto come rotazione differenziale e si verifica a causa del fatto che il Sole è una palla gassosa di plasma e non un corpo solido.

Struttura

Il modello standard del Sole è mostrato nella figura 1.1. Il Sole ha un nucleo denso, dove le temperature raggiungono ∼ 13 MK. Queste temperature e densità sono sufficienti per sostenere la fusione nucleare. Il nucleo è circondato da una zona radiativa densa. È così denso che i singoli fotoni creati nel nucleo impiegano ∼ 106 anni per raggiungere la superficie.Intorno alla zona di radiazione c’è la zona convettiva, dove l’energia è trasportata da cellule convettive su larga scala guidate dalla differenza di temperatura tra gli strati interni ed esterni del Sole. La superficie del Sole è conosciuta come la fotosfera ed è il confine tra l’interno solare e l’atmosfera. L’atmosfera solare consiste nella cromosfera, nella zona di transizione e nella corona.

Struttura interna

Poiché si osserva che il Sole non si contrae né si espande, si può assumere che sia in uno stato di equilibrio idrostatico. Pertanto, a qualsiasi profondità all’interno del Sole, il peso del materiale sovrastante è bilanciato dalla pressione verso l’esterno.Partendo dall’equazione del moto e assumendo che il plasma nel Sole sia in uno stato di equilibrio idrostatico, possiamo ricavare che la pressione al centro del Sole è Pc = GM2/8πR4 ☉ = 4,4 × 1013Nm-2, dove Pc è la pressione al centro del Sole, G la costante gravitazionale, M la massa del Sole e R il suo raggio (Prialnik, 2000).Come tale, il plasma al centro del Sole è sotto pressione estrema e altamente compatto, con temperature fino a 13 MK. Queste sono le condizioni ideali per la produzione di elio nella fusione nucleare. Il processo dominante della fusione nucleare nel nucleo è conosciuto come la catena protone-protone (pp).

La catena (pp) comporta la fusione di quattro protoni per formare un nucleo di elio attraverso una serie di reazioni nucleari ed è delineata come segue:

1H +1 H 2D+ e+ v

2D+1 H 3 He + γ

3H e + 3 He 4 He + 1 H + 1 H

dove 1H denota un protone, 3He un nucleo di elio con un neutrone, 4He uno con due neutroni, e+ un positrone, ν un neutrino e γ un raggio gamma. Ogni catena pp completa è accompagnata dal rilascio di energia, circa 4,3 × 10-12 J. La luminosità del Sole è 3,85×1026W, quindi stimiamo che 9,2×1037 reazioni di fusione avvengono ogni secondo nel nucleo. Il nucleo solare si estende fino a 0,25 R☉ al di sopra del quale si trova la zona radiativa.La zona radiativa si estende da 0,25 a 0,75 R☉ , con un intervallo di temperatura di 10MK – 5MK. A causa delle alte densità nel nucleo e nella zona radiativa, i raggi gamma prodotti dalla catena pp sono continuamente dispersi quando incontrano elettroni liberi, protoni e nuclei atomici. Quelli assorbiti dai nuclei atomici vengono rapidamente eliminati, senza alcun aumento netto di energia o di moto delle particelle nel plasma. La risultante corsa casuale attraverso la zona radiativa sotto questo processo significa che i protoni dal nucleo impiegano una media di ∼ 106 anni per raggiungere la zona convettiva circostante, rispetto agli 8 minuti che i protoni impiegano per raggiungere la Terra.La zona convettiva inizia a 0,7 R☉ e si estende fino alla superficie del Sole che è conosciuta come la fotosfera. Le temperature più basse nella zona convettiva permettono la ricombinazione di elettroni e ioni. Questa ricombinazione permette l’assorbimento di fotoni, con conseguente riscaldamento localizzato degli elementi del plasma e la formazione di celle convettive sotto la superficie solare. Le celle convettive trasportano il gas caldo dal tachoclino alla fotosfera dove si raffredda. Dopo il raffreddamento, il materiale viene trasportato indietro e il processo continua. Queste celle convettive sono visibili sulla superficie solare come super granuli. Si pensa che queste celle convettive siano la causa e/o la forza che sostiene il campo magnetico solare. Il campo magnetico solare può essere rappresentato come un campo magnetico a dipolo, simile al campo magnetico terrestre. A differenza del campo magnetico terrestre, il campo solare varia su un ciclo di 11 anni. La rotazione differenziale non uniforme nella zona convettiva riallinea il campo dipolare globale in un campo toroidale (Figura 1.2; Bab cock 1953).Il movimento turbolento nella zona convettiva fa sì che il campo magnetico diventi galleggiante e salga verso la fotosfera. Questi elementi magnetici o tubi di flusso emergono come coppie di dipoli e appaiono come macchie scure sulla fotosfera. Il campo magnetico limita i moti convettivi vicino alla fotosfera abbassando la temperatura delle macchie solari rispetto al plasma circostante. Col tempo, questi elementi magnetici si avvicinano all’equatore dove si eliminano a vicenda e l’orientamento del campo magnetico si inverte, e il processo si ripete di nuovo.

Atmosfera

La figura 1.3 mostra le variazioni di temperatura e densità tra la fotosfera e il medio interplanetario. Da questo è facile vedere le regioni distinte dell’atmosfera del Sole, la fotosfera, la cromosfera, la regione di transizione e la corona.La fotosfera è dove il Sole irradia la maggior parte della sua energia, sotto forma di luce visibile e infrarossa. La distribuzione della radiazione fotosferica segue da vicino quella di un corpo nero a 6,000 K, che può essere presa come temperatura della fotosfera. Le linee di assorbimento lungo lo spettro solare ci permettono di analizzare la struttura della fotosfera in maniera molto dettagliata.A causa della scissione Zeeman delle linee magneticamente sensibili, le misure del campo magnetico locale possono essere dedotte. Il campo magnetico della fotosfera può essere diviso in tre classi: sole tranquillo, sole attivo e campi polari. I campi magnetici del Sole quieto sono regioni effimere che nascono con i flussi convettivi e riposano lungo la rete intragranulare. Le regioni attive sono diversi livelli di grandezza più grandi sia in area che in forza del campo magnetico. Il loro numero e la loro forza seguono il ciclo di 11 anni del campo di dipolo solare. Secondo la teoria della dinamo, il campo magnetico polare è una conseguenza dell’aumento e della diminuzione delle regioni attive.Man mano che il numero di regioni attive aumenta, il flusso viene trasportato dalle regioni equatoriali ai poli dal flusso meridiano. Questo processo indebolisce il campo polare nel corso del tempo. Al massimo solare, il campo polare è al minimo. Il trasferimento di flusso dall’equatore ai poli alla fine fa sì che i campi polari cambino polarità e aumentino di forza quando il numero di regioni attive comincia a diminuire.Le osservazioni ad alta risoluzione della fotosfera rivelano la sua struttura granulare dinamica e caotica. L’analisi delle onde all’interno di questa struttura granulare permette agli eliosismologi di indagare l’interno del Sole. Le osservazioni fatte più vicino al lembo solare permettono di analizzare diverse altezze all’interno della sottile fotosfera. Ciò è dovuto ad un aumento dell’emissione line-of-sight (LOS) ed è la causa dell’oscuramento osservato del flap, poiché le altitudini più alte sono più fredde fino a 2,000 K.La cromosfera si trova sopra la fotosfera. Visibile nel preciso momento in cui inizia un’eclissi totale, è una struttura dinamica caratterizzata da un aumento della temperatura con l’altezza (Phillips, 1998). Sono necessari speciali filtri osservativi per analizzare la struttura della cromosfera in assenza di un’eclissi. Le osservazioni del lembo cromosferico mostrano numerose colonne strette note come spicole, che possono essere viste sfumare dentro e fuori dalla vista mentre oscillano o ruotano, Figura 1.4.

L’atmosfera esterna del Sole è conosciuta come la corona. La corona è una regione estremamente calda e tenue, con temperature dell’ordine di 2 MK e più calde nelle regioni associate alle macchie solari. Diventa visibile in luce bianca durante un’eclissi solare o con l’uso di un disco occultante artificiale. Temperature così elevate ionizzano completamente il gas, principalmente l’idrogeno, causando l’emissione di raggi X, ultravioletto estremo e radiazione radio.La forza dominante nella corona è descritta da plasma β , che è il rapporto tra pressione del gas e pressione magnetica, (β = 16πξnKbT /B2 ). Nella corona B = 10 G, n = 109 cm-3 e T = 3 × 106 K, dando un plasma β di 0,2 (Gary, 2001). Così, il campo magnetico è la forza dominante nella corona.Ci sono due zone magnetiche distinte nella corona: Regioni a campo magnetico aperto e chiuso, ognuna con diverse topologie magnetiche. I campi magnetici aperti esistono sempre nelle regioni polari e possono estendersi verso l’equatore sotto forma di buchi coronali. Queste regioni a flusso magnetico aperto collegano la superficie solare al campo interplanetario e sono la fonte del vento solare veloce (≈ 800 km/s). Le regioni a campo chiuso consistono in linee di campo chiuse che si ricollegano alla superficie solare e producono il vento solare lento (≈ 400 km/s).La corona calda e fioca è separata dalla cromosfera più fredda dalla regione di transizione. La regione di transizione segna il confine tra la materia neutra della cromosfera e la corona ionizzata. L’energia richiesta per alimentare la corona deve passare dalla fotosfera, attraverso la cromosfera, e riscaldare la materia solare attraverso la piccola scala di lunghezza della regione di transizione. Si tratta quindi di uno strato di interfaccia altamente dinamico (Gallagher, 2000).

Regioni attive

Le regioni attive, note anche come macchie solari, appaiono entro ±400 dall’equatore solare e possono crescere fino a coprire l’1% del disco solare (Zirin, 1988). Le macchie solari sono regioni di campi magnetici di kilo-Gauss che emergono dalla sottosuperficie del sole e si espandono rapidamente nell’atmosfera solare. La loro struttura generale e la loro evoluzione è governata dai flussi della fotosfera e dai flussi del sottosuolo.Come già detto, i forti campi magnetici presenti nelle regioni attive inibiscono i flussi convettivi causando una riduzione della temperatura rispetto alle regioni circostanti. L’interno scuro di una macchia solare è noto come umbra e l’area più chiara che lo circonda è nota come penombra. La penombra consiste di filamenti più sottili che puntano radialmente lontano dall’umbra nelle macchie solari semplici. La figura sopra mostra la struttura dettagliata delle regioni attive.Le regioni attive solari sono tradizionalmente classificate utilizzando uno dei due sistemi, il sistema di classificazione Mount Wilson e McIntosh (Hale et al., 1919; McIntosh, 1990). Attualmente questi due metodi principali sono applicati ad occhio a tutte le regioni attive. Questo risulta in una classificazione non ripetibile e altamente soggettiva. Il metodo Mount Wilson, introdotto nel 1919, delinea la classificazione dei gruppi di macchie solari sulla base della configurazione e delle caratteristiche delle macchie solari. Ogni regione è codificata con una combinazione di denominazioni basate sulla natura unipolare(α), bipolare(β), o multipolare(γ) delle macchie, vedi Tabella 1.1.

Il sistema di classificazione McIntosh è un sistema a 3 componenti, che utilizza una classificazione modificata delle macchie solari di Zurigo per la sua prima voce. La seconda componente è descrittiva della più grande macchia solare nel gruppo, e l’ultima voce dettaglia il grado di spotting all’interno del gruppo di macchie solari. In tutto, il sistema ha 60 tipi distinti di gruppi di macchie solari. Il sistema di classificazione è delineato nella figura 1.6.Le tecniche attuali per prevedere gli eventi solari estremi, come i brillamenti solari e le CME, si basano sulla classificazione delle regioni e sulla probabilità storica che questi eventi abbiano origine da quelle regioni. Ogni tecnica di classificazione cerca di caratterizzare la complessità delle regioni attive in sottogruppi. Molto lavoro è stato fatto per accoppiare queste classificazioni con parametri fisici (area, campo magnetico totale, …) per aumentare la precisione dei metodi di previsione storica (Qahwaji & Colak, 2007). Tuttavia, poiché l’85% delle regioni attive non produce flare, questi metodi richiedono una maggiore accuratezza.La figura 1.7 mostra l’evoluzione delle regioni attive sulla superficie del Sole. Come si può vedere, il numero e la posizione delle regioni attive seguono un ciclo di 11 anni. Le regioni attive emergono alle latitudini più alte e questa emersione migra gradualmente verso l’equatore durante il ciclo di 11 anni. Un’altra caratteristica delle regioni attive è la differenza di polarità del punto principale tra l’emisfero nord e quello sud.Quando un ciclo si conclude e inizia quello nuovo, si osserva che la polarità del punto principale in entrambi gli emisferi si inverte. Come tale, il ciclo di 11 anni è in realtà periodico su 22 anni. Un’ulteriore caratteristica del ciclo di 11 anni è l’intensità del campo magnetico polare.

Si osserva che la forza del campo magnetico polare riflette il numero di macchie solari. Quando il ciclo delle macchie solari è al suo massimo, il campo polare è al suo minimo e viceversa. Inoltre, la polarità della macchia solare principale nelle regioni attive sono opposte alla polarità al polo in ogni emisfero. Si pensa che gli elementi decadali dei campi magnetici delle regioni attive migrino lungo linee meridiane con la polarità della macchia principale che si dirige verso il polo e la polarità opposta verso l’equatore.È questo processo che si pensa sia in grado di ridurre la forza ed eventualmente invertire la polarità del campo polare durante il ciclo di 11 anni delle macchie solari. Dalla metà del XVII all’inizio del XVIII secolo, non c’erano macchie solari degne di nota sulla superficie solare. La causa di ciò è ancora sconosciuta, ma il suo effetto è noto come il Minimo di Maunder. Questa riduzione del numero di macchie solari è associata a un evento climatico noto come la Piccola Era Glaciale. Durante questo periodo, i fiumi delle basse latitudini, che normalmente erano privi di ghiaccio, si ghiacciarono e i depositi di neve rimasero tutto l’anno.L’analisi delle carote di ghiaccio prese dai poli indica che questi minimi di attività solare sono comuni. Come tale, la relazione tra l’attività solare e il clima della Terra è ancora in corso.Il processo di formazione delle macchie solari è già stato mostrato nella figura 1.2. La scissione tra la zona radiativa di tipo solido e la zona convettiva in rotazione differenziale fa sì che il campo magnetico globale del dipolo del Sole sia avvolto in un campo toroidale (est-ovest). La continua sollecitazione del campo magnetico causa alla fine un accumulo del campo magnetico in direzione azimutale. La pressione magnetica associata a queste linee di campo azimutale (B2/8π) spinge fuori il plasma accumulato per mantenere un equilibrio di pressione con il plasma circostante (p0):

Questa perdita di plasma dà origine a una forza di galleggiamento all’interno delle linee di campo, facendole salire attraverso la zona turbolenta convettiva (Abbett & Fisher, 2003). Durante la loro ascesa, questi tubi di flusso interagiscono con i flussi convettivi e si sviluppano in strutture contorte e frammentate a forma di Ω che emergono attraverso la superficie del Sole (Figura 1.8). Quando il ciclo solare raggiunge la sua fine, queste linee di campo si avvicinano all’equatore dove si pensa che attraverso una combinazione di annullamento del flusso e flussi convettivi il dipolo globale venga ripristinato.Come il flusso magnetico emerge attraverso la fotosfera, i condizionamenti fisici alla superficie costringono i tubi di flusso a diffondersi, aumentando in dimensioni e volume. Mentre i tubi di flusso magnetico si espandono e salgono nell’atmosfera solare, interagiscono con il flusso magnetico esistente. Una combinazione tra l’emergere del flusso magnetico e i moti turbolenti nella parte inferiore provoca un aumento della quantità di stress e di tensione lungo le linee del campo magnetico nella corona. Come tale, si pensa che i campi magnetici sul Sole siano responsabili del trasferimento di energia dalla zona turbolenta convettiva alla corona.Il taglio e la torsione delle linee del campo magnetico spingono il campo magnetico coronale da una configurazione stabile ad uno stato instabile. La differenza di energia tra questo stato simile al potenziale e lo stato teso è nota come energia libera. Una volta raggiunto un livello critico sconosciuto, il sistema subirà un’auto-riorganizzazione verso uno stato stabile . Si pensa che le regioni attive raggiungano questo risultato attraverso una serie di cambiamenti topologici, noti come riconnessione magnetica (Aschwanden, 2005). La riconnessione magnetica permette la conversione dell’energia magnetica immagazzinata.

La riconnessione magnetica permette la conversione dell’energia magnetica immagazzinata. L’energia rilasciata riscalda ed espande il plasma coronale, producendo raggi X ad alta energia e una struttura ad anello intensa e luminosa (eruzioni solari). In certe condizioni la riconfigurazione delle linee di campo magnetico nella corona solare può portare all’espulsione di materiale nello spazio interplanetario come espulsioni di massa coronale (CME).Il lancio del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) nel 1995 ha segnato una pietra miliare nello studio delle regioni attive e degli eventi solari estremi. Le osservazioni LOS di SOHO del campo magnetico fotosferico delle regioni attive hanno una cadenza di 96 minuti e una risoluzione di 2″. La loro disponibilità, combinata con gli altri strumenti di SOHO, ha ampliato la nostra comprensione della struttura e dell’evoluzione delle regioni attive.Per la prima volta SOHO ha offerto ai modellisti dati con la dovuta risoluzione e cadenza che hanno aiutato le loro previsioni riguardo ad eventi solari estremi. Gli autori hanno studiato le proprietà matematiche dei dati del magnetogramma solare per identificare i precursori degli eventi solari utilizzando una varietà di metodi (Abramenko, 2005b; Georgoulis, 2008; McAteer et al., 2005a). Numerose tecniche di estrapolazione del campo potenziale sono state sviluppate per modellare il campo coronale utilizzando le osservazioni LOS di SOHO come condizioni limite.La superficie potenziale della sorgente di campo (PFSS) è uno di questi modelli e può essere usato per identificare la struttura globale del campo coronale durante una rotazione solare. Il metodo PFSS può anche essere usato per modellare l’evoluzione dei buchi coronali e la struttura della linea neutra del dipolo solare (Wang & Sheeley, 1992).I recenti progressi nelle osservazioni a terra e il lancio di Hinode hanno dato ai ricercatori l’opportunità di studiare le osservazioni dei magnetogrammi vettoriali delle regioni attive, anche se con un campo visivo e una cadenza limitati. La crescente risoluzione dei dati dei magnetogrammi vettoriali ha permesso l’uso di metodi più avanzati che modellano più accuratamente il campo coronale delle regioni attive.I metodi di estrapolazione non lineare force-free (NLFF) sono più avanzati e permettono di modellare la struttura delle regioni attive in modo più dettagliato (Metcalf et al., 2008). Sono stati sviluppati metodi di tracciamento delle correlazioni locali per estrarre informazioni sulla velocità da set di dati LOS e magnetogrammi vettoriali (Welsch et al., 2007). Questi metodi sono stati testati e hanno dimostrato di recuperare accuratamente il campo di velocità delle regioni attive simulate.I dati dei magnetogrammi in serie temporali accoppiati con informazioni sulla velocità, possono essere utilizzati per eseguire modelli magnetoidrodinamici (MHD) delle regioni attive solari. Entrambi i metodi MHD e NLFF possono essere utilizzati per calcolare l’elicità delle regioni attive. L’elicità è una quantità conservata nei campi magnetici delle regioni attive. Come tale, può essere solo iniettata o espulsa dalle regioni attive. I cambiamenti nell’elicità delle regioni attive hanno fornito informazioni sull’accumulo di torsione e sull’emissione di CME e altre eruzioni nella corona.Il Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) è una missione di due veicoli spaziali, con un veicolo spaziale che orbita intorno al Sole in posizione frontale e l’altro dietro la Terra. STEREO permette lo studio della struttura tridimensionale della corona solare (Aschwanden et al., 2008b). Inoltre, poiché i metodi di ricostruzione sono indipendenti dalle osservazioni del campo magnetico, possono fornire un controllo sui metodi di estrapolazione (Aschwanden et al., 2009). Questi metodi avanzati permettono una comprensione più dettagliata della formazione e dell’evoluzione delle regioni attive.Mentre questi strumenti e osservazioni hanno migliorato la nostra comprensione delle regioni attive, molto rimane ancora senza risposta. Il meccanismo preciso con cui le regioni attive producono eruzioni solari e CME è ancora sconosciuto, ma si pensa che sia una qualche forma di riconnessione magnetica. Mentre alcuni metodi matematici hanno dimostrato di essere sensibili ai cambiamenti nella struttura delle regioni attive, nessuno ha dimostrato con sufficiente certezza di rilevare cambiamenti indicativi di brillamenti solari o CME. Inoltre, gli attuali metodi di estrapolazione sono limitati a singole osservazioni e, come tali, non possono fornire dettagli sull’evoluzione delle regioni attive.

Teoria dei brillamenti solari

Ci sono due tipi principali di rilascio di energia sul Sole, ovvero i brillamenti solari e le CME. I brillamenti solari sono improvvisi, rapidi e intensi cambiamenti di luminosità (Gordon Holman,1990), che di solito hanno origine da grandi concentrazioni di campi magnetici sulla superficie solare. Grandi gradienti all’interno dei campi magnetici dei gruppi di macchie solari possono causare riconnessioni magnetiche nella corona solare (Gallagher et al., 2002). Queste riconnessioni riscaldano e accelerano il plasma circostante. Si pensa che la riconnessione magnetica sia il principale motore dei brillamenti solari e delle CME.I modelli teorici per la riconnessione magnetica forniscono informazioni sui probabili processi coinvolti nel rilascio di energia libera magnetica. La forza motrice di tutti i modelli di riconnessione magnetica è la convergenza di due sistemi di flusso magnetico opposti, come mostrato nella figura 1.9.

Pertanto, il campo magnetico attraverso il confine è zero. In questa regione di forti gradienti, la condizione di frozen-in della corona è rotta e il plasma è in grado di disperdersi attraverso le linee del campo magnetico. Forti afflussi verticali nella zona di diffusione creano deflussi orizzontali. Quando il plasma viene espulso orizzontalmente dalla zona di diffusione, si unisce a nuove linee di campo create con connettività diversa e la condizione di frozen-in viene ripristinata.Le linee di campo appena create risultano molto marcate.La curvatura di queste nuove linee di campo crea una forza magnetica di ripristino. È questo effetto fionda che converte l’energia magnetica in energia cinetica (Aschwanden, 2005; Priest & Forbes, 2000). Le due principali teorie MHD per la riconnessione magnetica sono Sweet-Parker e Petschek. Il modello Sweet-Parker assume che la zona di diffusione sia molto più lunga che larga (Parker, 1957; Sweet, 1958). Poiché il problema è essenzialmente un problema di strato limite, il tasso di riconnessione può essere stimato. Secondo la teoria di Sweet-Parker, questa analisi dello strato limite porta al rilascio di energia in un periodo di tempo di diversi ordini di grandezza più grande di quello osservato sul Sole (Kulsrud, 2001).Petschek (1964) ha sviluppato una modifica della topologia di Sweet Parker per aumentare il tasso di riconnessione. Accorciando significativamente la lunghezza della regione di diffusione, si può ottenere un tasso di riconnessione molto veloce. Un sottoprodotto della regione di diffusione più corta è la creazione di shock di modo lento che accelerano i flussi orizzontali di plasma. La controversia su quale teoria sia corretta è in corso, tuttavia recenti modelli computazionali hanno favorito la teoria di Sweet-Parker (Biskamp, 1986).

Space Weather

L’attività solare può avere un’influenza diretta sulla Terra. Il flusso di particelle ad alta energia dal Sole è noto come vento solare. Esso tampona costantemente il campo magnetico e l’atmosfera della Terra. Fortunatamente, l’atmosfera e il campo magnetico della Terra sono in grado di difendere o assorbire la maggior parte delle radiazioni dannose provenienti dal Sole. La figura 1.10 mostra l’ombrello protettivo del campo magnetico terrestre.Eventi solari estremi come le eruzioni solari e le CME possono ridurre la distanza di sicurezza del campo magnetico terrestre. Questa riduzione della distanza di separazione tra la Terra e il flusso di particelle dal Sole permette alle radiazioni di arrivare più lontano nell’atmosfera. Questi eventi possono essere dannosi per l’elettronica spaziale e l’esplorazione umana.

Numerosi effetti negativi sulla tecnologia, sono stati associati alle fluttuazioni dell’attività solare (Jansen et al., 2000). I (getti di massa coronali) CME, rappresentano un pericolo rilevante per i satelliti, poiché essi sono tenuti insieme da forti campi magnetici e portano una grande differenza di tensione. I brillamenti solari sono l’improvviso rilascio di particelle ad alta energia dal Sole. Emettono un flusso di particelle ad alta energia nel vento solare e costituiscono un pericolo radiologico per i veicoli spaziali e gli astronauti.I raggi X ad essi associati aumentano la ionizzazione della parte superiore dell’atmosfera terrestre. Causano interferenze nelle comunicazioni radio a onde corte e aumentano la resistenza dei satelliti a bassa orbita. Questi effetti hanno un impatto economico di lungo termine sull’economia globale. Per esempio, la deviazione dei voli polari, la degradazione del posizionamento GPS e l’accorciamento delle missioni satellitari.

Strumentazioni

Nel corso di questo articolo, diversi prodotti di dati provenienti da osservatori spaziali sono stati utilizzati per analizzare le regioni attive solari. Segue una breve descrizione di SOHO, TRACE e STEREO. La copertura combinata di questi satelliti fornisce un quadro completo della struttura in continuo cambiamento delle regioni attive.

SOHO

In questo lavoro sono stati utilizzati i dati provenienti dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) per l’osservazione del Sole. SOHO è una missione congiunta dell’Agenzia Spaziale Europea (ESA) e della National Aeronautics and Space Administration (NASA). È stato lanciato il 2 dicembre 1995 ed è stato progettato per studiare la struttura interna del Sole e l’atmosfera solare (Domingo et al., 1995). Si trova in un’orbita stabile nella lagrangiana interna tra la Terra e il Sole a circa 1,5 × 106 km dalla Terra. Questo è un punto di equilibrio in cui rimane a riposo rispetto al Sole e alla Terra. Qui ha una vista ininterrotta del Sole, tranne che per un breve periodo nel 1998 quando ha perso il contatto con la navicella a causa degli effetti del tempo spaziale.Il satellite SOHO ha dodici strumenti a bordo che sono approssimativamente divisi in tre aree di ricerca. Tre esperimenti eliosismologici hanno fornito misure molto accurate delle oscillazioni solari. Altri tre strumenti studiano il vento solare intorno a SOHO, misurando massa, stati di carica ionica, densità, energie e velocità del vento solare a bassa e alta velocità. Gli altri sei strumenti includono telescopi e spettrometri che forniscono dati sulla dinamica dell’atmosfera solare dentro e sopra la cromosfera. Un diagramma schematico del satellite SOHO e degli strumenti è mostrato in Fig 2.1. Durante il presente lavoro , i dati del Michelson Doppler Imager (MDI; Scherrer et al. 1995) e dell’Extremeultraviolet Imaging Telescope (EIT) sono stati utilizzati per analizzare la fotosfera magnetica e la struttura dell’atmosfera solare.

Michelson Doppler Imager

Lo strumento MDI consiste in una telecamera CCD da 1024 × 1024, che fornisce immagini magnetografiche della fotosfera a intervalli di 90 minuti. Fino ad oggi, MDI ha prodotto circa novanta milioni di immagini, di cui circa quindici milioni di dati grezzi sono stati inviati alle stazioni di terra. MDI funziona filtrando la luce solare attraverso una serie di filtri restrittivi. Lo stadio finale di filtraggio è una coppia di interferometri Michelson sintonizzabili, che permettono a MDI di registrare i filtri del Sole.Questi filtergrams sono usati per calcolare la velocità e l’intensità del continuum con una risoluzione di 4″ su tutto il disco. Altrimenti, MDI può utilizzare 10 filtergrammi su una regione più piccola per ottenere una risoluzione di 1,25″. MDI usa i principi dell’effetto Zeeman per trasferire i filtergrams in magnetogrammi. L’effetto Zeeman è la scissione delle linee in uno spettro quando la fonte dello spettro è esposta a un campo magnetico. Nel normale effetto Zeeman una singola linea si divide in tre se il campo è perpendicolare al percorso della luce o in due linee se il campo è parallelo al percorso della luce.I livelli di energia sono poi divisi secondo il numero quantico Mj, che è la proiezione del momento angolare totale J lungo la direzione dei campi magnetici. Un esempio del normale effetto Zeeman è la transizione 1P →1S riportato in figura 2.2. In assenza di un campo magnetico i livelli energetici dell’atomo rimangono imperturbati e si osserva una singola linea spettrale. In presenza di un campo magnetico troviamo che i livelli energetici del livello 1P si dividono in tre stati dati da Mj = -1, 0, +1. Il livello 1S rimane invariato poiché non ha momento angolare orbitale o di spin.

La linea non spostata è chiamata componente π ed è osservabile solo perpendicolarmente al campo magnetico. Le due componenti shiftate sono chiamate σ1 e σ2 e sono shiftate a destra e a sinistra della linea imperturbata di:
∆λh = 4,7 × 10-132H, dove H è l’intensità di campo in Gauss e g è il fattore di Land’e della linea spettrale, e λh e ∆λh sono in unità ˚A. Nel caso di campi magnetici deboli, la scissione delle linee spettrali può risultare non rilevabile anche con spettrografi ad alta risoluzione. Le proprietà di polarizzazione delle componenti di Zeeman sono quindi utilizzate per misurare l’intensità del campo magnetico. Le componenti σ1 e σ2 sono shiftate di lunghezza d’onda e polarizzate circolarmente in modo opposto. Pertanto, la scelta della luce polarizzata sinistra o destra che entra nel telescopio corrisponde alle componenti σ1 e σ2.Nel progetto standard di Babcock, figura 2.3, le componenti σ sono separate usando un cristallo elettro-ottico (Babcock, 1953). Il passaggio della tensione corretta attraverso il cristallo produce un ritardo di λ/4 che converte le componenti σ polarizzate circolarmente in due fasci polarizzati linearmente ad angolo retto tra loro. Un Polaroid lineare permette quindi il passaggio di un solo raggio. Un ritardo nella direzione opposta può essere ottenuto applicando una tensione opposta al cristallo, permettendo così di calcolare entrambe le componenti σ. La differenza di intensità del segnale in ciascuno di questi stati viene poi utilizzata per dedurre l’intensità del campo magnetico longitudinale.

Il telescopio Extreme-ultraviolet Imaging

La figura 2.4 mostra uno schema dell’EIT. L’EIT fornisce immagini full-disk della regione di transizione solare e della corona interna fino a 1.5 R sopra il lembo solare usando ottiche multistrato a incidenza normale e una camera CCD sensibile a 1024 × 1024 EUV. Un telescopio di design Ritchey-Chretien, che fornisce immagini in quattro larghezze di banda strette con un campo visivo di 45″ quadrati e una risoluzione spaziale di 2.6″.I quattro quadranti dello specchio primario e secondario sono rivestiti con quattro diversi multistrati (Tabella 2.1). Le bande passanti sono selezionate attraverso gli effetti di interferenza che si verificano nei rivestimenti multistrato. Una maschera rotante permette ad un singolo quadrante del telescopio con rivestimento multistrato di essere illuminato dal Sole in qualsiasi momento. Le immagini di ogni quadrante vengono poi messe a fuoco su un CCD retroilluminato che viene raffreddato a circa -80 C.

La tabella 2.1 mostra le quattro bande passanti disponibili dalle osservazioni EIT. La banda 304 ˚A è centrata sulla linea di emissione di He ii che si forma nella cromosfera superiore ad una temperatura di 8 × 104 K. Le altre linee sono centrate sulle linee di emissione Fe ix/x (171 ˚A), Fe xii (195 ˚A) e Fe xv (284 ˚A), e sono tutte destinate a studiare la struttura della corona solare nell’intervallo che va da 1. 3 × 106 K a 2 × 106 K. I dati EIT devono prima essere correttamente calibrati utilizzando una varietà di tecniche, tutte disponibili nel ramo EIT dell’albero di analisi basato su idl di Solarsoft. Per lo scopo di questo lavoro, sono stati utilizzati i dati delle osservazioni a 171 ˚A. La banda passante 171 ˚A presenta meno contributi da linee di emissione diffusa ad alta temperatura rispetto alla banda passante 195 ˚A (Phillips et al., 2005).

STEREO

STEREO è una missione della NASA che è stata lanciata il 25 ottobre 2006 a bordo di un singolo razzo Boeing Delta II dalla Cape Canaveral Air Force Station. L’obiettivo primario della missione STEREO è quello di studiare le proprietà e le cause dei (getti di massa coronali) CME. STEREO comprende due veicoli spaziali gemelli che orbitano intorno al Sole, uno davanti alla Terra e l’altro dietro di essa.Gli spacecraft gemelli offrono una visione unica del Sole e permettono, per la prima volta, una visione tridimensionale del Sole. Ai fini di questo lavoro di ricerca, le osservazioni EUV dell’Extreme UltraViolet Imager (EUVI; Wuelser et al. 2004) a bordo di STEREO sono state utilizzate per vincolare la scelta di α nelle estrapolazioni LFF. Le due visuali di EUVI hanno permesso un doppio controllo sui risultati scientifici delle estrapolazioni del campo magnetico.

Extreme UltraViolet Imager

EUVI è stato sviluppato al Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab ed è simile nel design a EIT. EUVI è in grado di osservare l’atmosfera solare in quattro strette bande passanti con un campo visivo di 45″ quadrati e una risoluzione spaziale di 2.6″. I quattro quadranti dello specchio primario e secondario sono rivestiti con quattro diversi multistrati (Tabella 2.2). Le bande passanti sono selezionate attraverso gli effetti di interferenza che sorgono nei rivestimenti multistrato.Una maschera rotante permette ad un singolo quadrante del telescopio multistrato di essere illuminato dal Sole in qualsiasi momento. Le immagini provenienti da ogni quadrante vengono poi focalizzate su un CCD retroilluminato che viene raffreddato a circa -80 C. Si tratta di un telescopio a incidenza normale con filtri metallici sottili, specchi multistrato rivestiti e un rilevatore CCD retroilluminato. La figura 2.5 mostra uno dei telescopi EUVI durante il set-up. Le quattro bande passanti dell’EUVI sono le stesse dell’EIT e le loro proprietà sono descritte nella tabella 2.2.

Anche se simile nel design all’EIT, il veicolo spaziale gemello di STEREO permette la ricostruzione 3D dei loop coronali come osservati dall’EUVI. Aschwanden et al. (2008b) hanno illustrato per la prima volta un metodo con cui la struttura 3D dei loop coronali potrebbe essere recuperata dalle osservazioni EUVI. Come continuazione di quello studio iniziale Aschwanden et al. (2008a, 2009) hanno esaminato la temperatura e la densità di elettroni presenti lungo i loop coronali che sono stati osservati.

TRACE

Transition Region and Coronal Explorer (TRACE; Handy et al. 1999) è un telescopio solare spaziale che osserva le emissioni dal plasma solare in tre lunghezze d’onda EUV e diverse lunghezze d’onda UV, coprendo temperature comprese tra 6.000 K e 10MK (Handy et al., 1999). Orbita in una traiettoria polare che segue approssimativamente il terminatore giorno-notte. Ha una visione solare ininterrotta per nove mesi all’anno. Le ottiche multistrato a incidenza normale permettono a TRACE di osservare le emissioni UV e EUV dalla fotosfera alla corona. Un diagramma schematico del satellite è mostrato nella Figura 2.6.Il puntamento è ottenuto attraverso un telescopio guida situato sulla parte superiore del satellite e un algoritmo di ricerca del lembo. La selezione della lunghezza d’onda è determinata da un selettore situato appena dietro la camera del filtro di ingresso, simile nel design a EIT e EUVI. Il passa banda è definito da rivestimenti multistrato sugli specchi primari e secondari. Le immagini focalizzate con una risoluzione di 1″ sono proiettate su un CCD rivestito di fosforo sensibile alle lunghezze d’onda UV e EUV.

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