Componente quiescente e brillamenti: la prima stima della $EM(T)$ totale della corona solare

Corone di stelle attive, osservate in X ed UV, hanno mostrato un eccesso nella distribuzione in temperatura di misura di emissione, $EM(T)$, rispetto a quella solare. Infatti la $EM(T)$ di stelle attive presenta un picco intorno a $10^7$ K. Questo picco risulta più alto e caldo all'aumentare dell'attività della corona in esame. Per quanto i brillamenti siano presenti in maniera pressocchè continua in stelle attive, il picco caldo della $EM(T)$ è stato osservato anche in assenza di brillamenti evidenti.

Quantità significative di misura di emissione a temperature di $\sim 10^7$ K sono osservate nella corona solare durante i brillamenti. Si è pensato quindi che il picco caldo nella $EM(T)$ di stelle attive possa essere dovuto alla presenza di numerosi brillamenti di tipo solare. La sovrapposizione temporale di questi brillamenti renderebbe la curva di luce risultante apparentemente quiescente.

In questo contesto sorgono alcune domande:

• qual è il ruolo relativo, nel Sole, di brillamenti e corona quiescente? Ovvero, qual è la distribuzione di misura di emissione totale della corona solare?

• Come si confronta questa $EM(T)$ totale del Sole rispetto alle altre stelle?

• Assumendo che l'intera corona solare sia riscaldata da brillamenti (nano-, micro, e macro-brillmaneti), che forma hanno la $EM(T)$ dei macro-brillamenti, e la $EM(T)$ del plasma apparentemente quiescente?

Stimare la forma della $EM(T)$ delle diverse componenti della corona solare, è importante anche per studiare i meccanismi di riscaldamento.

Per quanto i brillamenti solari siano studiati in dettaglio, non è noto quale sia l'effetto medio di un campione rappresentativo di brillamenti. Ad esempio con Yohkoh solo alcuni brillamenti sono osservati sistematicamente. I satelliti GOES invece osservano in maniera continua la radiazione della corona solare, integrata spazialmente, offrendo quindi un monitoraggio di tutti i brillamenti.

Per affrontare i problemi sopracitati, abbiamo quindi analizzato i dati relativi ad un lungo intervallo di tempo (un mese) dei satelliti GOES. Questo ci ha permesso di avere un campione rappresentativo dei brillamenti solari, e di poterne stimare la $EM(T)$ mediata nel tempo (Argiroffi et al. 2008). Questa è stata confrontata con la $EM(T)$ della corona quiescente, ottenuta con il nostro metodo, basato sui dati di Yohkoh (Peres et al. 2006a, 2006b).

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 4: Distribuzioni di misura di emissione, mediate su un mese, della corona quiescente (in grigio) e dei brillamenti (in nero) ottenute, rispettivamente, dai dati di Yohkoh/SXT e GOES.

Figura 5: Misura di emissione totale del plasma quiescente (in grigio) e di quello presente nei brillamenti (in nero) durante diverse fasi del ciclo solare.

La figura 4 mostra l'effetto di media sia per la corona quiescente che per i brillamenti. Abbiamo ottenuto questo risultato per diversi mesi, al fine di esplorare le diverse fasi del ciclo solare. In Figura 5 sono riportati i valori totali di misura di emissione sia della componente legata ai brillamenti che quella quiescente, in funzione del tempo.

Come si vede, il picco dovuto ai brillamenti è significativo, si colloca intorno a $6-8$ MK, e spicca rispetto al resto della misura di emissione, sia nelle fasi di elevata attività solare, che nelle fasi meno attive. Questo picco è 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. Quanto trovato supporta comunque l'ipotesi che il picco caldo nella $EM(T)$ di stelle attive possa essere dovuto ad un numero elevato di brillamenti di tipo solare. Si vede però che, confrontando il Sole con stelle via via più attivite, il picco caldo della $EM(T)$ aumenta maggiormente di quanto non aumenti la componete fredda ($T\le5$ MK) della $EM(T)$. Si deduce quindi che la componente quiescente (responsabile della parte fredda della $EM(T)$) ed i brillamenti (responsabili del picco caldo della $EM(T)$) non scalino allo stesso modo all'aumentare dell'attività stellare.

Inoltre, se assumiamo che tutta la corona (sia la parte quiescente che i brillamenti) sia riscaldata da brillamenti (nano-, micro-, e macro-brillamenti), il fatto che la la $EM(T)$ totale abbia due picchi può avere due possibili spiegazioni: o la distribuzione dei brillamenti è bimodale, o è bimodale la risposta ai brillamenti del plasma confinato.