OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA

Report Annuale

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Effetti di non-equilibrio di ionizzazione

In vista di un confronto con le osservazioni di ottima qualità che stanno producendo le missioni spaziali attuali (ad esempio, Yohkoh, SOHO e TRACE), abbiamo valutato l'emissione del plasma confinato negli archi coronali in alcune righe UV ed EUV della regione di transizione e della bassa corona, tenendo conto degli effetti di non-equilibrio di ionizzazione delle varie specie atomiche presenti nel plasma che possono essere indotti, ad esempio, dal moto del plasma attraverso i ripidi gradienti di temperatura della regione di transizione oppure, localmente, da rapide variazioni della temperatura. La corretta valutazione di questi effetti è importante nell'interpretazione delle osservazioni dal momento che essi possono influenzare significativamente l'emissione delle righe. In particolare, l'analisi delle righe di emissione che si formano a temperature che vanno dalla base della regione di transizione sino alla corona è fondamentale nello studio della dinamica ed energetica degli archi coronali.

Alla luce dell'alta risoluzione spaziale e spettrale degli strumenti spettroscopici a bordo di SOHO (ad esempio CDS e SUMER), abbiamo sviluppato una diagnostica del plasma molto dettagliata applicata ad un modello di flusso a sifone che tiene conto della gravità, delle perdite radiative, della conduzione termica e di un termine fenomenologico di riscaldamento. L'emissione in righe e bande è sintetizzata a partire dai profili di densità, temperatura e velocità del plasma calcolati con il modello e tiene conto degli effetti di non-equilibrio di ionizzazione indotti dal moto del plasma attraverso la regione di transizione.

Abbiamo applicato il metodo per studiare gli effetti del non-equilibrio per un set di righe di emissione osservate da CDS e SUMER a bordo di SOHO. Le righe selezionate sono quelle comunemente usate per analizzare le condizioni fisiche del plasma emittente a temperature che vanno dalla base della regione di transizione alla corona. Il nostro studio ha mostrato che la presenza di un flusso di plasma rende la distribuzione di emissione della riga lungo l'arco significativamente asimmetrica (vedi Fig. 44) e che l'asimmetria è piuttosto marcata se la riga si forma alle temperature tipiche della regione di transizione ed è presente in modo significativo per le righe coronali. Abbiamo inoltre dimostrato che gli strumenti a bordo di SOHO sono in gradi di rivelare queste simmetrie. Lo studio è stato condotto anche nel caso di shock; in tal caso l'asimmetria nella distribuzione lungo l'arco dell'emissione delle righe è particolarmente evidente e lo shock stesso è visibile come una zona concentrata di intensa emissione.
 

Figure 44: Distribuzione lungo l'arco dell'emissione, per alcune righe osservate da CDS e SUMER a bordo di SOHO. La scala dei toni di grigio è logaritmica. Il modello usato è caratterizzato da una pressione del plasma alla base della regione di transizione p₀ = 0.1dyn cm^-2, velocità alla base $v_0 = 6\times 10^4$ cm s^-1, semilunghezza dell'arco $L = 2\times 10^9$ cm e temperatura massima $T_{max} = 1.4\times 10^6$ K. La sintesi delle righe tiene conto degli effetti del non-equilibrio di ionizzazione.

Un altro studio è stato dedicato agli effetti del non-equilibrio di ionizzazione nell'interpretazione dei dati di Yohkoh durante brillamenti e microbrillamenti. In tal caso gli effetti di non-equilibrio sono indotti dall'improvviso aumento di temperatura del plasma confinato nell'arco coronale. Yohkoh è stato dedicato allo studio della struttura ed evoluzione della corona solare, specialmente durante eventi dinamici quali, ad esempio, i brillamenti. Giacchè durante tali eventi l'ipotesi di equilibrio di ionizzazione collisionale può non essere applicabile, diventa cruciale comprendere sino a che punto gli effetti di non-equilibrio di ionizzazione influiscono nella derivazione dei valori di temperatura e misura di emissione, mediante le procedure standard, dai dati raccolti da Yohkoh/SXT. A tal fine, abbiamo assunto che la temperatura del plasma subisca istantaneamente un aumento cospicuo e che, poi, rimanga costante sia per un brillamento che per un microbrillamento.

La nostra analisi ha mostrato che la determinazione della temperatura attraverso il rapporto dei filtri di SXT è influenzata dal non-equilibrio di ionizzazione: l'errore frazionario massimo nella derivazione della temperatura finale ammonta a $\sim 0.7$ nel caso del brillamento ed a $\sim 0.5$ nel caso del microbrillamento (vedi Fig. 45). D'altra parte, la determinazione della misura di emissione può essere considerevolmente influenzata da questi effetti: l'errore frazionario massimo sulla misura di emissione ammonta a $\sim 2$ nel caso del brillamento ed a $\sim 7$ nel caso del microbrillamento (vedi Fig. 45). In conclusione, gli effetti di non-equilibrio di ionizzazione possono essere molto importanti nella derivazione della temperatura e misura di emissione durante fenomeni con evoluzione rapida.
 

Figure 45: Temperatura del plasma (linea spessa) e misura di emissione (linea sottile) determinate con il sistema di analisi standard di Yohkoh, sotto l'ipotesi di equilibrio di ionizzazione collisionale, in funzione del logaritmo del tempo a partire dal salto in temperatura. La linea tratteggiata indica il valore finale della temperatura T₁. Si è assunta una densità del numero di elettroni di 10¹⁰ cm^-3. Il pannello a sinistra riporta il caso dell'osservazione simulata di un brillamento usando i filtri a 11.6$\mu$m Al (Al12) ed a 119 $\mu$m Be (Be119); il pannello a destra riporta il caso dell'osservazione simulata di un microbrillamento usando il filtro a 1265 Å Al (Al.1) ed il filtro composito comprendente 2930 Å Al, 2070 Å Mg, 562 Å Mn e 190 Å C (AlMg).

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