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Il Sole come stella

È possibile studiare la corona solare in maniera molto dettagliata grazie alla possibilità di risolvere le sue strutture spazialmente, e grazie alla possibilità di raccogliere la radiazione da essa prodotta con livello S/N estremamente elevato. In conseguenza di ciò lo studio delle corone delle altre stelle si basa sulle conoscenze acquisite per la corona solare, che viene infatti adottata come modello di partenza.

Essendo il Sole una stella poco attiva, la sua corona differisce molto da quella di stelle attive. La distribuzione in temperatura della misura di emissione, EM(T), di stelle attive ha solitamente un picco a 8-20MK (osservato anche in assenza di brillamenti evidenti), e, in alcuni casi, significative quantità di EM a temperature maggiori (20-30MK). Al contrario il Sole ha il picco della EM(T) a temperature minori (1-2MK), e quantità significative di misura di emissione a 10MK sono osservate solo durante brillamenti intensi. 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.

Da questo quadro emergono alcuni quesiti. 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?

Per investigare questi aspetti è necessario studiare un campione rappresentativo di brillamenti solari (per quanto i brillamenti solari siano studiati in dettaglio, l'effetto medio di un campione rappresentativo non è noto). I satelliti GOES osservano in maniera continua la radiazione della corona solare, integrata spazialmente, e garantiscono quindi un monitoraggio temporale, con risoluzione di circa 3s, praticamente privo di gap. Al fine di avere un set rappresentativo di tutti i brillamenti solari abbiamo scelto di analizzare i dati GOES corrispondenti ad intervalli di tempo di un mese ciascuno. La scelta di un mese ci permette infatti di avere un intervallo di tempo sufficientemente lungo rispetto alla durata tipica di un brillamento, sufficientemente lungo da comprendere un numero elevato di brillamenti, sufficientemente lungo da monitorare tutta la superficie del Sole, sufficientemente breve da potere studiare le eventuali variazioni legate al ciclo solare.

A partire da un mese ininterrotto di dati GOES abbiamo quindi ottenuto una EM(T) mediata nel tempo di tutti i brillamenti registrati (Argiroffi et al. 2008, A&A, 488, 1069). Abbiamo deciso di analizzare svariati intervalli di un mese (ricavando la EM(T) di tutti i brillamenti mediata nel tempo per ciascun mese considerato) al fine di esplorare le diverse fasi del ciclo solare.

Per ogni mese preso in esame abbiamo anche ricavato la EM(T) mediata nel tempo della corona quiescente (utilizzando il nostro metodo basato su dati Yohkoh, Peres et al. 2000, ApJ, 528, 537). In questo modo la EM(T) della corona quiescente può essere confrontata con quella dei brillamenti, e sommata ad essa per avere la EM(T) totale della corona solare.

Figure: Distribuzioni di misura di emissione, mediate su un mese, della corona quiescente (in nero), dei brillamenti (in rosso), e totale (in grigio) ottenute, rispettivamente, dai dati di Yohkoh/SXT e GOES (Argiroffi et al. 2008).
\includegraphics[clip scale=0.8]{sole/goesemd.ps}

Figure: Misura di emissione totale del plasma quiescente (in nero) e di quello presente nei brillamenti (in rosso) durante diverse fasi del ciclo solare (Argiroffi et al. 2008).
\includegraphics[clip scale=0.89]{sole/goesemtot.ps}

I risultati sono mostrati in Fig. [*] e [*]. La Fig. [*] mostra le EM(T), mediate su un mese, della corona quiescente, dei brillamenti, e totale, distanziate di un anno una dall'altra. In Fig. [*] sono riportati i valori totali di misura di emissione sia della componente legata ai brillamenti che quella quiescente, in funzione del tempo.

Il picco EM(T) dovuto ai brillamenti si colloca intorno a 6-8MK, e spicca rispetto al resto della misura di emissione, sia nelle fasi di elevata attività solare, che nelle fasi meno attive. Questo implica che la EM(T) totale del Sole presenta due picchi, quello freddo è dovuto a strutture quiescenti, e quello caldo è dovuto ai brillamenti. Entrambe le componenti seguono il ciclo solare.

Il picco caldo della EM(T) solare è simile a quello presente in stelle molto attive. Questo supporta l'ipotesi che il picco caldo nella EM(T) di stelle attive possa essere dovuto ad un numero elevato di brillamenti di tipo solare. Tuttavia questo picco caldo della EM(T) solare non è altrettanto grande (sia in termini assoluti che rispetto alla EM(T) fredda) rispetto al picco caldo presente in stelle attive. Inoltre se si confronta il Sole con stelle via via più attive, si trova che il picco caldo della EM(T) aumenta maggiormente di quanto non aumenti la componete fredda 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 scalano allo stesso modo all'aumentare dell'attività stellare.

Infine, 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.


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Flavio Morale 2009-10-27