Astronomia Parte I Il Sole come stella tipica

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1 Astronomia Parte I Il Sole come stella tipica 9

2 τ Eclissi di sole: La Cromosfera Spessore della cromosfera: = nl Debole luce rossa: riga di emissione H-alpha l 5000 km Profondità ottica: λ σ λ, otticamente sottile su (quasi) tutto lo spettro H-alpha: Profondità ottica sufficiente per mostrare la cromosfera nm Prominenze associate a zone attive della fotosfera, macchie solari Cromosfera quiescente

3 La Cromosfera H-alpha: Profondità ottica sufficiente per mostrare la cromosfera nm Spettroeliogrami in H-alpha Strutture nella cromosfera associate a regioni attive (machie solari) H-alpha Specole : Irregolarità uniformemente distribuite nella Cromosfera Su scala inferiore alla superganulazione Scale caratteristiche: Larghezza ~ 700 km Altezza ~ 7000 km Durata ~ 3-5 min Velocità ~ 30 km/s

4 Spettro della Cromosfera Composizione paragonabile alla fotosfera Densità molto inferiore, g cm -3 T ~ da 4200K fino a 25,000 K (valore tipico 15,000K) Emissione UV Spettro ottico: (?) Mostra essenzialmente le stesse righe di quello fotosferico ma in emissione (non c è il background del continuo!) Spettro durante eclissi di sole: "Flash spectrum : Hα He Hβ Hγ Hδ H (656, 486, 434, 410 nm) He (587, 502, 447 nm) Na (589 nm) Mg (516, 517, 518 nm) Ca (397, 393 nm). Molte delle righe verdi sono dovute al Fe L He fu scoperto per la prima volta grazie alla riga nel giallo (587 nm) in un flash spectrum durante l eclisse totale del 1868

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6 La Corona Regione esterna dell atmosfera solare Estremamente tenue ~ g cm-3 (~10-9 la densità dell atmosfera terrestre) Si estende per ~ km nello spazio esterno Irregolarità correlate con zone attive (sunspots) della forosfera

7 Spettro della Corona Ogni cerchio è un immagine della corona (righe di emissione) a diverse λ H (Balmer) Prominenze Hα Hβ 656.3nm He Riga di emissione (ignota) a 530 nm Scoperta in una eclisse del 1869 Non corrispondeva ad alcuna riga di laboratorio Nuovo elemento Coronium Fu poi scoperto corrispondere a una riga del FeXIV: sorprendente! Questo indica temperature estreme, T > 2,000,000 K Non si osservano immagini di prominenze (T = K) nella riga 530 nm

8 La Corona Distinguiamo tre componenti sovrapposte nello spettro: (1) E-Corona Sorgente di righe di emissione dal gas fortemente ionizzato della Corona (FeXIV) Ricordiamo l equazione di Saha: 3/ 2 n ( X r+ 1) 2gr 1 2πmr ktk E I / kt = e K 2 n( X r ) gr+ 1 ne h T 3/ 2 K Gli stati di alta ionizzazione sono favoriti da alta temperatura (ionizzazione) e bassa densità (bassa probabilità di ricombinazione) 1 n e (2) K-Corona Radiazione della fotosfera diffusa dagli elettroni liberi della Corona (3) F-Corona Radiazione della fotosfera diffusa dal gas e dalla polvere interplanetaria. (2),(3) Lo spettro mostra le stesse righe di assorbimento della fotosfera

9 January 24, Soft X-ray Telescope YOHKOH satellite La Corona Immagine X della corona

10 La Corona hot active regions cooler plasma (quiet-sun corona) Solar corona in a false-color, 3-layer composite: Blue: 1.0 x 10 6 K Green: 1.5 x 10 6 K Red: 2.0 x 10 6 K TRACE Project Stanford-Lockheed Institute for Space Research NASA Launched 1998, 12 yr mission End mission: 21 June 2010

11 Temperatura della Corona Indicatori della temperatura della Corona: Abbondanza di specie altamente ionizzate Emissione X Allargamento Doppler delle righe della E-corona 6 T 2 10 K ρ cor 10 9 ρ atm Come mai regioni più distanti dalla fonte di energia hanno T maggiori? Il meccanismo di riscaldamento della corona è uno dei principali fronti aperti della fisica solare Possiamo fare due considerazioni energetiche: 1. Efficienza di raffreddamento (perdita di energia) 2. Ordine di grandezza della densità di energia

12 1. Come si raffredda il gas? Temperatura della Corona Irraggiamento: il gas perde calore per collisione tra particelle La collisione produce fotoni, che sfuggono al sistema, che si raffredda Fissiamo un certo volume: γ γ Efficienza di raffreddamento ρ La quantità di gas da raffreddare in un certo volume: M gas ε cooling ε collision ρ Efficienza di collisione e ρ Z 2 ρ Densità delle specie che collidono Tempo di raffreddamento: τ cooling ε M gas cooling 1 ρ Un plasma a bassa densità impiega molto tempo a raffreddarsi! Gas a bassa densità facilmente raggiungono alte temperature

13 Temperatura della Corona 2. Qual è la densità di energia della corona? Anche se T è molto grande, un gas tenue può contenere una quantità relativamente piccola di energia termica Densità di energia termica della corona solare in rapporto a quella dell atmosfera terrestre? Energia per particella: Densità di energia: ρ E 3 E = kt ρe, corona ncorona Tcorona = ρe, atm natm Tatm = 3 2 n kt 10 g cm 2 10 K 10 g cm 3 10 K = La densità di energia termica della Corona Solare è molto inferiore a quella dell atmosfera terrestre!

14 Temperatura della Corona La corona non è legata gravitazionalmente, ma dal campo magnetico solare Possibili meccanismi di riscaldamento della Corona: (a) Oscillazioni alla superficie del sole producono onde supersoniche (shock-waves) la cui energia investe la parte alta dell atmosfera solare (b) Energia trasferita alla corona dai campi magnetici che si sviluppano nei pressi della Fotosfera Attività solare

15 Attività solare Macchie solari Regioni meno brillanti sulla superficie solare (T 3800 K) Il campo magnetico risulta essere più intenso Inibisce la convezione Rotazione Umbra Penumbra L osservazione delle macchie solari mostra la rotazione differenziale del Sole 25d all equatore 28d a 40

16 Active solar region near the limb of the Sun Three-dimensional nature of the photosphere (large angles view) Height of structures km. Resolution: 70 km in size July 24, 2002 Institute for Solar Physics Royal Swedish Academy of Sciences

17 Attività solare Macchie solari L abbondanza di macchie solari presenta un ciclo di 11 anni La latitudine alla quale compaiono le macchie solari presenta una regolarità caratteristica nel corso del ciclo di 11 anni ( butterfly digram )

18 Attività solare A partire dagli anni 70 siamo in grado di correlare vari indici di variabilità del ciclo solare: Misure dirette di irradianza: Valore tipico (fuori dall atmosfera): 1366 W/m 2 Variazioni dello 0.1% Irradianza: Cresce al massimo di abbondanza di macchie solari

19 Attività solare Regioni attive (macchie solari, flares): intensità del campo magnetico Come misuriamo il campo magnetico di una stella? Effetto Zeeman Separazione delle righe spettrali per effetto di un campo magnetico esterno. Interazione del campo magnetico con momento angolare e spin degli elettroni Ciascuna riga si scinde in più righe molto vicine: ν = ν 0 ν = ν 0 ν = ν ± ν 0 L ν L = eb 4πmc

20 Attività solare Campo magnetico Effetto Zeeman: separazione ( split ) dei livelli energetici Ampiezza proporzionale al campo magnetico Il numero di split è previsto dalla teoria e può essere verificato in laboratorio ν Osservazione in prossimità di regione attiva (macchie solari) Osservazione dell effetto Zeeman su tutta la superficie solare Il campo magnetico è più forte in prossimità delle macchie solari Macchie: spesso a coppie, poli magnetici N e S La polarità magnetica è scambiata nei due emisferi da un ciclo all altro: Il ciclo magnetico solare è di 22 anni

21 Attività solare Campo magnetico Il campo magnetico nelle macchie solari supera di circa 1000 volte il valor medio Magnetic North Poles Nelle macchie solari le linee di forza del campo magnetico emergono al di sopra della fotosfera Loop prominences Magnetic South Poles

22 Optical Solar flares Violente esplosioni, in prossimità di macchie solari, spesso presso la zona di inversione della direzione del campo magnetico Temperatura della corona sovrastante: ~5 x 10 6 K Emettono in tutto lo spettro elettromgnetico H-alpha Flusso UV-X Tempo caratteristico: minuti-ore Cospicua emissione di particelle Emissione X da Solar Flares (~1.5 giorni monitoring) 1 to 8 Angstrom UV 0.5 to 4 Angstrom

23 Solar flares Massive solar flare 13 December 2006 (near solar activity minimum) (JAXA/NASA/PPARC) Solar flares producing seismic waves in the Sun's interior Vin = 8 km/s, Vend = 110 km/s (May 27, 1998 SOHO/EIT, ESA and NASA) ~5 min

24 Prominenze e filamenti NASA's Solar Dynamics Observatory Prominenze: Nubi di gas relativamente fredde controllate dalle forze magnetiche Dimensioni ~ 10 5 km Spesso nelle zone interessate da macchie solari Visti dall alto appaiono come filamenti lineari scuri (più freddi del gas sottostante) Hα image UV image Filament prominences TRACE mission Talvolta le prominenze si presentano come loop a partire dalla Cromosfera Loop prominences

25 Prominences Sept. 29, 2008 λ =304 A (extreme UV) Eruption timescale: Several hours Observed material: ionised Helium (NASA/STEREO)

26 NASA's Extreme ultraviolet Imaging Telescope (SOHO/EIT ) Observations for 6 days (starting June 27, 2005)

27 Coronal Mass Ejection (CME) CME: potenti esplosioni magnetiche nella Corona Espulsione di miliardi di tonnellate di materia in poche decine di minuti Bolle di compressione (v ~ 100 km/s) interagiscono con il gas interplanetario 20 Aprile 1998 Fronte della shock wave Bastian et al. ApJ 2001 LASCO/SOHO Coronagraph (optical) Spettro radio Radiazione di sincrotrone L interazione con il campo magnetico terrestre produce aurore Disturbi significativi alle telecomunicazioni

28 Coronal Mass Ejection (CME)

29 Sun: The Big Open Questions NASA Marschal Space Flight Center The Coronal Heating Process The Corona is hotter than 1,000,000ºK, while the visible surface has a temperature of only about 6000ºK. The nature of the processes that heat the corona, maintain it at these high temperatures, and accelerate the solar wind is a great solar mystery. Usually temperatures fall as you move away from a heat source. This is true in the Sun's interior right up to the visible surface. Then, over a relatively small distance, the temperature suddenly rises to extremely high values. Several mechanisms have been suggested as the source of this heating but there is no consensus on which one, or combination, is actually responsible. The Nature of Solar Flares & Coronal Ejections Areas on the Sun near sunspots often flare up, heating material to millions of degrees in just seconds and blasting billions of tons of material into space. The precise causes of solar flares and coronal mass ejections is another one of the great solar mysteries. Here again, we now know many details about these explosive events and we understand the basic mechanisms, but we still cannot predict when and where a flare will occur or how big it will be. The Origin of the Sunspot Cycle Over about 11 years the number of sunspots seen on the Sun increases from nearly zero to over 100 and then decreases to near zero again as the next cycle starts. The nature and causes of the sunspot cycle constitute one of the great mysteries of solar astronomy. While we now know many details about the sunspot cycle, (and also about some of the dynamo processes that must play key roles in producing it), we are still unable to produce a model that will allow us to reliably predict future sunspot numbers using basic physical principles.