Introduzione allo spettro solare

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1 Introduzione allo spettro solare Insegnamento di Fisica Solare e relazioni Sole-Terra Fabio Lepreti Corso di Laurea in Fisica Università della Calabria A.A. 2015/2016 Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 1 / 23

2 Struttura del Sole Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 2 / 23

3 Atmosfera solare L'atmosfera del Sole è la zona da cui viene emessa la radiazione elettromagnetica di origine solare che viene rivalata a Terra o con sonde spaziali. Nell'atmosfera solare si distinguono le seguenti zone, caratterizzate da proprietà siche dierenti: Fotosfera Cromosfera Zona di transizione Corona Courtesy of SOHO/MDI consortium. SOHO is a project of international cooperation between ESA and NASA. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 3 / 23

4 Spettro solare La struttura e la dinamica dell'atmosfera vengono studiate misurando e analizzando la radiazione e.m. emessa a diverse lunghezze d'onda. Courtesy of Dr. Judith Lean, Naval Research Laboratory. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 4 / 23

5 Spettro solare Si può studiare lo spettro di una piccola regione (curva in alto) o quello mediato su tutto il disco solare (spettro del Sole come stella, curva in basso). Nel primo caso la forma dello spettro dipende dalla regione osservata (granuli, intergranuli, centro, bordo, ecc.). Neckel & Labs (1984) La linea continua rappresenta uno spettro di corpo nero a T = 5778 K Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 5 / 23

6 Spettro solare UV Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 6 / 23

7 Spettro solare UV Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 7 / 23

8 Intensità di radiazione I ν = I ( r, ˆn,ν,t) I λ = I ( r, ˆn,λ,t) de = I ν cosθ ds dωˆn dν dt = I λ cosθ ds dωˆn dλ dt ds ν = c λ I λ dλ = I ν dν I λ = c λ 2 I ν o Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 8 / 23

9 Spettro solare Si ottengono informazioni sia dall'intensità nel continuo spettrale cha dalle righe di assorbimento (fotosfera, cromosfera) ed emissione (cromosfera, zona di transizione, corona). Courtesy of Dr. Judith Lean, Naval Research Laboratory. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 9 / 23

10 Spettro solare continuo: corpo nero Nel visibile e nell'infrarosso (IR) la componente continua dello spettro è ben descritta da uno spettro di corpo nero. L'interno del Sole è molto vicino ad uno stato di equilibrio termodinamico (locale). I fotoni hanno alta probabilità di essere assorbiti (alta opacità). Neckel & Labs (1984) Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 10 / 23

11 Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura e densità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotoni hanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essere assorbiti. Otticamente spesso (alta opacità) Otticamente sottile (bassa opacità) La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denita come il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 % di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 11 / 23

14 Il Sole in luce bianca: fotosfera (ltri a banda larga) Courtesy of BBSO/NIJT. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 12 / 23

15 Righe di assorbimento Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura e densità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotoni hanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essere assorbiti. Otticamente spesso (alta opacità) Otticamente sottile (bassa opacità) La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denita come il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 % di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella. La posizione di questo livello dipende dalla frequenza della radiazione e.m. Se c'è assorbimento attorno ad una data frequenza ν 0, perché questa corrisponde alla dierenza tra due livelli energetici di qualche elemento presente, il livello a partire dal quale la radiazione di frequenza ν ν 0 esce dal Sole sarà più lontano dal centro (più alto nell'atmosfera). E quindi... Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 13 / 23

16 Righe di assorbimento Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura e densità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotoni hanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essere assorbiti. Otticamente spesso (alta opacità) Otticamente sottile (bassa opacità) La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denita come il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 % di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella. La posizione di questo livello dipende dalla frequenza della radiazione e.m. Se c'è assorbimento attorno ad una data frequenza ν 0, perché questa corrisponde alla dierenza tra due livelli energetici di qualche elemento presente, il livello a partire dal quale la radiazione di frequenza ν ν 0 esce dal Sole sarà più lontano dal centro (più alto nell'atmosfera). E quindi... Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 13 / 23

17 Righe di assorbimento... in questo caso l'intensità attorno a ν 0 è più bassa e si osserva una riga di assorbimento. Neckel & Labs (1984) Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 14 / 23

18 Righe di assorbimento... in questo caso l'intensità attorno a ν 0 è più bassa e si osserva una riga di assorbimento. Neckel & Labs (1984) Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 14 / 23

19 Righe di assorbimento d 0 = I c I (λ 0 ) W λ = I c riga I c I (λ) dλ λ 0 la lunghezza d'onda centrale, d 0 depressione centrale, W λ larghezza equivalente I c Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 15 / 23

20 Righe di assorbimento Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 16 / 23

21 Righe di assorbimento La presenza e l'intensità di una riga di assorbimento dipendono essenzialmente da tre fattori: 1 presenza e abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico che genera la riga; 2 probabilità che ci siano elettroni nel livello energetico iniziale della transizione; 3 probabilità che un fotone di frequenza ν 0 venga assorbito. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 17 / 23

25 Righe di assorbimento 1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico che genera la riga; 2 densità di atomi nel livello energetico iniziale della transizione; 3 probabilità che un fotone di frequenza ν 0 venga assorbito. La sezione d'urto di assorbimento per una determinata transizione atomica si calcola in teoria quantistica (una forma approssimata si può ottenere utilizzando la teoria classica dell'elettrone di Lorentz, vedi ad es. Fisica Solare - E. Landi degl'innocenti). Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 18 / 23

26 Righe di assorbimento 1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico che genera la riga 2 densità atomi nel livello energetico iniziale della transizione; In uno stato di equilibrio termodinamico (o vicino ad esso) il popolamento dei livelli energetici e la ionizzazione delle specie presenti possono essere determinati in termini della densità, temperatura e composizione. In condizioni diverse (come quelle tipiche di un'atmosfera stellare) questo non é possibile e bisogna utilizzare modelli più complessi. 3 probabilità che un fotone di frequenza ν 0 venga assorbito. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 19 / 23

27 Righe di assorbimento 1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico che genera la riga; se i due fattori seguenti sono noti, l'intensità della riga di assorbimento fornisce informazioni sull'abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento che genera la riga 2 densità di atomi nel livello energetico iniziale della transizione; 3 probabilità che un fotone di frequenza ν 0 venga assorbito. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 20 / 23

28 Righe di emissione Le righe di emissione vengono prodotte soprattutto nella zona di transizione e nella corona. Le condizioni sono lontane dall'equilibrio termodinamico. Bisogna considerare tutti i processi collisionali e radiativi coinvolti e costruire dei modelli (numerici) per interpretare le osservazioni. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 21 / 23

29 È possibile osservare i diversi strati dell'atmosfera cambiando la lunghezza d'onda (ltri monocromatori). Notevole disomogeneità dell'atmosfera solare e caratteristiche (temperature, densità, campi magnetici,...) molto dierenti dei diversi strati. Dall'alto verso il basso: Corona osservata a 171 Å (Fe IX T 10 6 K) Cromosfera osservata nella riga H α (6563 Å T K) Cromosfera osservata nella riga K del Ca II (3934 Å T K) Fotosfera osservata nella banda G (radicale CH 4300 Å) Courtesy Bart De Pontieu, Swedish Solar Telescope, TRACE. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 22 / 23

30 Corona osservata a 171 Å (Fe IX T 10 6 K) Cromosfera osservata nella riga H α (6563 Å T K) Cromosfera osservata nella riga K del Ca II (3934 Å T K) Fotosfera osservata nella banda G (radicale CH 4300 Å) Courtesy Bart De Pontieu, Swedish Solar Telescope, TRACE. Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 23 / 23