OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA

Report Annuale

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Archi osservati simultaneamente da NIXT e Yohkoh

Le prime missioni NIXT, avendo compiuto osservazioni in un sola banda spettrale, non consentivano una diagnostica di temperatura e densità. Peres, Reale e Golub (1994, ApJ, 422, 412) hanno sviluppato un metodo per determinare la pressione all'interno di archi coronali basato su immagini monobanda di NIXT, attraverso l'analisi della distribuzione della luminosità X all'interno dell'arco. Mediante modelli di archi coronali idrostatici, hanno infatti dimostrato che archi a diversa pressione hanno diverse distribuzioni di luminosità X, ed hanno legato univocamente tali distribuzioni alla pressione.
 

Figure 39: Immagini a toni di grigio di una stessa regione della corona solare osservata in contemporanea con NIXT (a sinistra), con Yohkoh/SXT (al centro) ed un magnetogramma (a destra) il 12 aprile 1993. Si noti la più elevata risoluzione spaziale dell'immagine NIXT e le differenze morfologiche tra le strutture visibili nelle due immagini. Le scale di grigio rappresentano livelli di luminosità e di campo magnetico. Nell'immagine di sinistra è evidente una struttura ad arco su cui è in corso di applicazione il metodo di diagnostica di pressione su dati NIXT.

È stata recentemente effettuata un'applicazione dettagliata di questo metodo a una immagine rilevata da NIXT simultaneamente con un'osservazione da parte di Yohkoh/SXT in due filtri diversi. Quest'ultima, pur non presentando lo stesso livello di risoluzione di quella di NIXT, consente di determinare la distribuzione della temperatura e della densità attraverso il rapporto della luminosità nei due filtri, che sono sensibili a bande spettrali diverse. Conoscendo densità e temperatura di un determinato arco coronale, si può determinare la pressione del plasma e, quindi, confrontarla con quella stimata dall'analisi dell'immagine di NIXT. Si è trovato che la pressione del plasma emittente nella banda NIXT in alcuni archi selezionati è sistematicamente minore di quella del plasma emittente nella banda Yohkoh. In altre parole i due strumenti paiono osservare plasmi diversi e in condizioni fisiche diverse che convivono all'interno delle stesse strutture coronali, a conferma del fatto che gli archi coronali sono fortemente strutturati.

Inoltre, conoscendo la pressione degli archi osservati con NIXT è stato possibile attraverso il confronto tra l'emissione X prevista dai modelli e quella osservata determinare quanto volume dell'arco in questione è effettivamente riempito da plasma emittente nella banda NIXT (fattore di riempimento). Ciò ha fornito informazioni quantitative importanti sul grado di filamentazione degli archi e di isolamento del plasma al loro interno. Archi di dimensioni relativamente piccole sono risultati per lo più riempiti di plasma caldo, visibile nella banda Yohkoh, con pochissimi filamenti (1/1000 del volume dell'arco) più freddi e visibili nella banda NIXT.

Nella fig.39 è mostrata una stessa regione limitata della corona solare osservata in contemporanea con NIXT (a sinistra) e con Yohkoh/SXT (al centro), il 12 aprile 1993, insieme ad un magnetogramma (a sinistra). L'arco di grandi dimensioni mostrato in figura è per lo più riempito di plasma relativamente freddo (circa 1 MK), visibile nella banda NIXT) e, ad un'analisi accurata, risulta praticamente invisibile da Yohkoh, che, nella stessa regione, rileva altri archi che giacciono lungo la stessa linea di vista.

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