Osservazioni

Il lancio del satellite " Solar and Heliospheric Observatory " ha segnato una svolta nello studio dei CMEs. Infatti, osservazioni in diverse bande dello spettro elettromagnetico sono ora disponibili insieme alle tradizionali immagini dei coronografi a luce visibile. In particolare con lo spettrometro UVCS per la prima volta sono stati ottenuti spettri UV di CME nella corona solare. Questo gruppo in collaborazione con il gruppo UVCS del Center for Astrophysics (Cambridge, USA), in particolare con il Dr J. Raymond e il Dr A. van Ballegooijen, e' impegnato nell'analisi degli spettri UVCS di CMEs. Diversi sono gli aspetti che si prestano ad essere studiati utilizzando gli spettri UltraVioletti e di seguito riassumeremo alcuni degli studi completati durante lo scorso anno ed altri in corso di svolgimento.

Sono definiti halo CME gli eventi che avvengono approssimativamente entro la congiungente Sole-Terra la cui estensione angolare, nelle immagini a luce visibile, è 360$^\circ$. Questi eventi quando hanno origine sulla parte visibile del disco solare sono diretti verso la Terra. Lo studio di questo tipo di CMEs è cruciale per confronti con le osservazioni in situ di particelle molto energetiche, eventi di shock, campi nel vento solare e sono molto ben correlati con l'attivita' geomagnetica. Per un effetto di proiezione le distanze eliocentriche reali degli eventi sono maggiori delle distanze a cui essi vengono osservati in corona e gli spettri del materiale osservato sono quindi meno intensi rispetto a quelli di eventi che hanno origine da strutture vicine al lembo. Infatti, l'emissione di righe eccitate sia radiativamente che collisionalmente decresce rapidamente con la distanza eliocentrica, per questa ragione gli halo CME sono in generale più difficili da osservare. Tuttavia, UVCS ha osservato un certo numero di halo CME ed è probabile che essi siano eventi particolarmente intensi e rivelino qualche peculiarità. Utilizzando le osservazioni in luce visibile del coronografo LASCO sono stati individuati tutti gli halo CME osservati da UVCS e tra questi sono stati selezionati gli eventi di maggiore interesse sia dal punto di vista spettroscopico che delle osservazioni in situ e radio. Tra gli eventi selezionati quello verificatosi il 28 giugno 2000 e' stato analizzato. A questo CME sono associati un burst radio di tipo II osservato da Sagamore Hill Observatory e un evento di SEP (Solar Energetic Particles) rivelato da Wind/EPACT (Ciaravella et al 2005). Gli spettri della regione piu' esterna del CME, il fronte, mostrano profili delle righe di O VI 1032, 1037 Å molto largi. Questi profili mostrano evidenza di shock. Il CME si propaga infatti a velocita' molto elevate. La componente della velocita' sul piano del cielo misurata dalle immagini di LASCO e' 1400 km/sec. Valori confrontabili, 1500 km/sec, si ottengono dal Doppler shift delle righe specttrali. Il confronto tra le due componenti della velocita' permette di risalire all'angolo che la materia espulsa forma con il piano del cielo. Questi studi hanno mostrato che il fronte del CME si trovava ad una altezza vera molto piu' elevata di quella misurata dalle immagini di LASCO. L'analisi delle righe spettrali con componenti radiative come le righe del doppietto del O VI (1032, 1037 Å) hanno mostrato la presenza di pumping radiativo del O VI 1032 Å dalla Ly$\beta$ che richiede una velocita' di allontanamento del materiale di 1800 km/sec e pumping dello O VI 1037 dallo O VI 1032 Å che richiede una velocita' di 1640 km/sec. Questa circostanza permette di sviluppare una tecnica diagnostica della densita' del plasma e una stima della massa espulsa (Raymond e Ciaravella 2004).

Parallelamente all'analisi dettagliata di particolari halo CME è stato avviato uno studio delle caratteristiche spettroscopiche di tutti gli eventi di halo CME osservati nel periodo 1997-2002 (Ciaravella, Raymond and Kahler, 2006). L'insieme costituto da 22 eventi ha permesso di stabilire la presenza di sette eventi in cui l'allargamento dei profili di riga corrispondenti al materiale del fronte sono dovuti alla presenza di shock. Lo studio del Doppler shift osservato nel fronte e nel core ha dato indicazioni sulla morfologia tridimensionale dei CME. Per gli eventi in cui è stato osservato il core, sono stati determinati gli angoli tra la direzione di moto del materiale espulso e il piano del cielo. Questo angolo ha permesso di determinare la vera distanza heliocentrica del frammento ossevato. Le distanze eliocentriche vere sono nella maggioranza dei casi molto piu' grandi di quelle proiettate, anche nel caso di eventi che hanno origine da sorgenti molto vicine al lembo, caso in cui gli effetti di proiezione dovrebbero essere trascurabili. Questo risultato è importante nello studio delle proprietà dinamiche dei CME, generalmente basate sulle misure ottenute dalle immagini dei coronografi a luce visibile e quindi su proiezioni bidimenzionali di morfologie 3D.

Inoltre le osservazioni di UVCS hanno permesso di rivelare diversi Current Sheets previsti dai modelli di CMEs. Un CS si forma quando il CME allontanandosi dal Sole crea un forte stretching del campo magnetico che viene così a formare delle regioni molto sottili in cui coesistono linee di campo magnetico di polarità inversa. All'interno di queste regioni si innesca un processo di riconnesione delle linee di campo che puo', in linea di principo, fornire l'energia necessaria per supportare il CME nella sua propagazione. Recemente nuove osservazioni di CS sono state identificate nei dati UVCS che permettono di verificare alcune proprietà previste dai modelli teorici (Ciaravella and Raymond, 2006, in preparazione).

Inoltre un proposta SR&T della NASA ha finanziato il programma di costruzione di un catalogo delle osservazioni UltraViolette di UVCS da includere nel catalogo piu' generale della NASA. Questo lavoro è svolto dalla Dr Ciaravella in collaborazione con il Dr J. Raymond (Smithsonian Astrophysical Observatory) e il Dr. S. Giordano (INAF-OATO).