Effetti del riscaldamento stazionario e dovuto a brillamenti sulla misura di emissione coronale

La nostra ricerca ha mostrato la presenza pressocchè continua di brillamenti, o strutture parimenti calde e con analoga misura di emissione, nelle corone di stelle molto attive. Analogamente, osservazioni spettroscopiche in X ed UV di molti autori hanno mostrato un eccesso nella distribuzione di misura di emissione vs. la temperatura, tipicamente nella forma di un picco intorno o sopra $10^7$ K. Usualmente, più è attiva (luminosa) la corona, più alto e caldo è questo eccesso. Tipicamente si attribuisce questo picco alla presenza di diversi brillamenti, presenti simultaneamente nelle corone, ad ogni istante. I numerosi picchi si fonderebbero in un continuo indistinguibile.

In questo contesto sorgono alcune domande:

• qual'è il ruolo relativo, nel Sole, di brillamenti e corona ``non in brillamento'' nel determinare la distribuzione di misura di emissione ``media"?

• come si colloca il Sole rispetto alle altre stelle, in tale contesto e nell'ambito della connessione Sole-stelle?

• molti autori suggeriscono che i microbrillamenti riscaldino la corona; se è così come si presenta, in media, la parte riscaldata dai brillamenti rispetto a quella non dovuta ai brillamenti? Si manifestano come un eccesso o non spiccano rispetto alla distribuzione della misura di emissione coronale?

Quest'ultima domanda è importante anche per i meccanismi di riscaldamento.

E` difficile misurare sul Sole caratteristiche analoghe perchè i brillamenti sono osservati, ad esempio con Yohkoh, separatamente dal disco solare e solo alcuni sono analizzati sistematicamente; i satelliti GOES osservano tutti i brillamenti ma il loro effetto integrato nel tempo non è noto, inoltre i brillamenti solari sono meno frequenti che nelle stelle attive e le loro curve di luce raramente si sovrappongono.

Per affrontare i problemi sollevati più sopra, abbiamo mediato nel tempo (un mese) la misura di emissione dei brillamenti osservati sul Sole e la abbiamo confrontata con l'analoga quantità ottenuta con il nostro metodo, basato sui dati di Yohkoh (Peres et al. 2006a, 2006b).

Poichè Yohkoh osserva solo alcuni flare di interesse, per ottenere una copertura completa abbiamo utilizzato le osservazioni simultanee svolte con GOES che invece osserva tutti i brillamenti indistintamente. Per potere confrontare in modo corretto i dati ottenuti con i due strumenti abbiamo dovuto cross-calibrare i valori di misura di emissione e di temperatura ottenuti con i due strumenti.

Figura 7: Distribuzioni, mediate sul mese di Dicembre 1991, della misura di emissione della corona non soggetta a brillamenti (linea tratteggiata) e di quella dovuta ai brillamenti (tratto unito) ottenute. rispettivamente, dai dati di Yohkoh/SXT e da quelli di GOES.

La figura 7 mostra l'effetto di media nel mese di Dicembre '91, sia per la corona non soggetta a brillamenti che per i brillamenti. Abbiamo ottenuto questo risultato per il mese di Dicembre '91, un mese di forte attivita` solare. Come si vede, il picco dovuto ai brillamenti è significativo, si colloca intorno a $10^7$ K, e spicca evidente rispetto al resto della misura di emissione. E` per molti versi simile a quello presente in stelle molto attive ma non è altrettanto grande, sia in termini assoluti che rispetto al resto della misura di emissione solare. Tale risultato pur preliminare se, da un canto, suggerisce che il Sole si collochi adeguatamente nello scenario di attività di stelle di tipo tardo, dall'altro deve essere arricchito da un'analisi più estesa e però solleva parecchie domande quali: se la corona è riscaldata da microbrillamenti, come mai la distribuzione della misura di emissione dei brillamenti si distacca nettamente da quella della corona quieta? Qual'è la differenza, quindi, fra brillamenti e riscaldamento coronale stazionario? Come cambia l'eccesso dovuto ai brillamenti lungo il ciclo solare e come riscalarlo a condizioni di attività stellare estrema?