Modellistica di CME

Le espulsioni di massa nella corona solare (Coronal Mass Ejections - CME) sono tra gli eventi piú energetici del sistema solare. Sono spettacolari e rapide eruzioni di piú di $10^{16} g$ di materia della corona solare espulsi nello spazio interplanetario a velocità tipiche di alcune centinaia di chilometri al secondo. Gli spettri UV dei CMEs raccolti con gli strumenti di ultima generazione (ad esempio l'UtraViolet Coronagraph Spectrometer, UVCS, a bordo di SoHO) stanno consentendo una comprensione cruciale della struttura tridimensionale dei CMEs e delle loro proprietà fisiche da confrontare con modelli avanzati.

Di recente abbiamo studiato la propagazione degli ejecta coronali nell'atmosfera solare esterna e la loro interazione con un campo magnetico ambientale attraverso un programma di simulazioni magnetoidrodinamiche per plasma in geometria 2D e 3D. Il modello include la conduzione termica di Spitzer (1962) in presenza di campo magnetico e le perdite radiative da parte di plasma otticamente sottile. Abbiamo analizzato modelli con alcune semplici topologie del campo magnetico e forme degli ejecta, ed, in alcuni casi, abbiamo sintetizzato l'emissione di alcune righe spettrali osservabili da UVCS. Nella figura 5 è mostrata la simulazione che riproduce meglio le osservazioni di UVCS. Il campo magnetico ha una funzione soprattutto termica durante la propagazione della nube poichè ne inibisce il riscaldamento da parte della corona solare e, secondariamente, la sua topologia può favorire l'espansione. Inoltre, la nube tende ad espellere il proprio campo magnetico ed a perderne memoria propagandosi nelle corona solare esterna.

Abbiamo, inoltre sviluppato un modello magnetoidrodinamico che tiene conto del non equilibrio di ionizzazione per studiare i fronti d'urto osservati nella corona solare durante la propagazione di CMEs e sintetizzare l'emissione di alcune righe osservate durante questi fenomeni. I risultati preliminari indicherebbero che questo modello è in grado di rispondere ad alcune questioni rimaste irrisolte, come l'allargamento delle righe dell'Ossigeno VI o e l'incremento in luminosità di quelle del Silicio XII rispetto a queste ultime, ed a spiegare, in generale, il ruolo che possono avere la conduzione termica ed il campo magnetico nella propagazione di shock nella corona solare.

Figura 5: Contrasto di temperatura (pannello a sinistra) e densità (pannello a destra) al tempo $t=3000$ s. Le linee bianche tracciano le linee di campo magnetico. In queste mappe l'intensità del campo magnetico varia da $\approx 0.03$G a $\approx 0.5$G