OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA
Rapporto Annuale
Nell'ambito dello studio della fisica del vento solare, questo gruppo si è occupato dello sviluppo di
un modello di vento di nuova generazione e del confronto con recenti osservazioni. I modelli di accelerazione del
vento legato a meccanismi termici (ad esempio Parker 1958) hanno difficoltà a spiegare le elevate velocità
del vento (
km s-1)
misurate a circa una unità astronomica (AU) dal Sole. Da qui la necessità di un meccanismo non termico
di deposizione di quantità di moto che possa accelerare il vento ai valori misurati.
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È stato suggerito da diversiautori che le onde di Alfvén, generate dal Sole e che si propagano nel vento lo possono accelerare alle alte velocità misurate. Abbiamo, pertanto, studiato l'interazione tra vento solare ed onde di Alfvén per verificare se e quanto esse siano effettivamente in grado di accelerare il vento e per fornire predizioni quantitative confrontabili con i dati di SOHO ed, in particolare, di UVCS, in cui il gruppo di Palermo ha una partecipazione diretta (vedi sezione relativa).
A tale scopo, abbiamo sviluppato un modello di vento solare che, per la prima volta, tiene conto in modo autoconsistente della deposizione di quantità di moto da parte di un intero spettro di onde di Alfvén. Una caratteristica importante di tale modello è di includere la regione di transizione caratterizzata da ripidi gradienti di temperatura e densità. Questi influenzano in modo determinante la propagazione delle onde di Alfvén e, quindi, il modo in cui esse accelerano il vento. Per poter derivare adeguatamente anche la regione di transizione il modello tiene conto della stratificazione gravitazionale, delle perdite radiative e della conduzione termica.
Nel primo lavoro (1996) abbiamo studiato le proprietà di propagazione e riflessione delle onde di Alfvén nel vento solare. In particolare abbiamo definito un coefficiente di trasmissione delle onde attraverso il vento e con il nostro modello ne abbiamo studiato la dipendenza dal periodo delle onde. Abbiamo così stabilito che la riflessione delle onde avviene principalmente nella regione di transizione come, d'altro canto, ci si aspettava. La nostra analisi ci ha inoltre permesso di dimostrare che la riflessione delle onde di Alfvén può effettivamente giocare un ruolo basilare nell'accelerazione del vento solare e che la regione di transizione è il luogo in cui il vento dovrebbe subire, in questo caso, la massima accelerazione da parte delle onde.
Parallelamente all'analisi della propagazione delle onde di Alfvén nel vento solare, si è intrapreso lo sviluppo di un metodo concettualmente semplice per identificare la presenza di onde di Alfvén nel vento, con l'ausilio del nostro modello unitamente alle osservazioni di satelliti come Helios ed Ulysses. Infatti, non è ancora chiaro se le fluttuazioni magnetoidrodinamiche del campo magnetico e della velocità del plasma misurate nel mezzo interplanetario siano effetto della propagazione di onde di Alfvén di origine solare in allontanamento dal Sole, oppure delle fluttuazioni caotiche locali.
Il metodo è stato utilizzato per sviluppare una diagnostica originale da applicare alle osservazioni del satellite Ulysses. Abbiamo, inoltre, operato dei confronti con le osservazioni dei satelliti Helios 1 e 2, mettendo in luce qualche evidenza di riflessione di onde di Alfvén di bassa frequenza nelle correnti veloci del vento solare in vicinanza del Sole.
Abbiamo poi indagato i possibili effetti che la propagazione di onde di Alfvén nel vento avrebbero sulle righe EUV osservate da SOHO/UVCS così da mettere a punto una serie di diagnostiche basate sui dati di tale strumento. Le osservazioni di UVCS di alcune forti righe di emissione EUV ci forniscono una diagnostica dei parametri fisici del plasma quali, ad esempio, temperatura, densità e velocità radiale del plasma, delle strutture coronali dove il vento solare si origina e pertanto possono porre dei vincoli sui modelli di accelerazione del vento solare.
Per identificare possibili diagnostiche del vento solare da usare nell'analisi ed interpretazione dei dati di
UVCS, abbiamo considerato una griglia di soluzioni del nostro modello di vento solare ed abbiamo sintetizzato da
esse l'emissione nelle principali righe osservate da UVCS: H I Ly
, H I Ly
ed il doppietto delle righe risonanti di O VI. In Figura 47 mostriamo la griglia di soluzioni
del modello di vento usata nella nostra analisi.
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Una volta che tale diagnostica è stata sviluppata con l'aiuto dellinsight fisico che deriva dall'utilizzo del modello, contiamo di applicarla all'analisi dei dati. I dati di UVCS, allora, potranno permetterci di discriminare, di volta in volta, se e quale dei modelli sia in migliore accordo con le osservazioni. In particolare l'analisi può aiutarci a discriminare tra soluzioni di vento veloce con differenti profili radiali di temperatura, di densità e di velocità del plasma ed a correlare tali differenze con la deposizione di quantità di moto delle onde di Alfvén. Il nostro studio ha mostrato che tale diagnostica è efficace se la densità del plasma alla base della regione di transizione è inferiore a 1010 cm-3 e che diverse caratteristiche (distribuzione di intensità, rapporto di intensità, etc.) delle righe possono essere usate come diagnostiche indipendenti.
Sia il rapporto di intensità delle righe di H I Ly ed H I Ly
che quello delle righe di O VI, appaiono piuttosto efficaci come diagnostica del plasma coronale. Il rapporto Ly/Lydipende fortemente dal valore della densità del plasma,
,
alla base della regione di transizione: soluzioni con 
cm-3 producono valori
del rapporto di intensità che variano solo leggermente da una soluzione all'altra, ma che sono significativamente
differenti da quelli delle soluzioni con densità superiore a 1010 cm-3. Il rapporto
di intensità delle righe di O VI, d'altra parte, è molto sensibile alla velocità radiale del
plasma e, su questa base, identificano le condizioni del vento solare per le quali la deposizione di quantità
di moto da parte delle onde di Alfvén avviene in prossimità della superfice solare. Inoltre il rapporto
di riga del doppietto di O VI ci consente di identificare le soluzioni con densità più alta, essendo
caratterizzato da valori vicini a quello ottenuto in condizioni puramente collisionali su tutto l'intervallo di
distanze eliocentriche considerato.
Infine, abbiamo confrontato i risultati della nostra analisi con alcune osservazioni sopra i buchi coronali polari ottenute da SOHO/UVCS nel 1997. In Figura 48 confrontiamo i rapporti delle intensità del doppietto di O VI, in funzione della distanza eliocentrica, derivati dalle soluzioni di vento con quelli derivati dalle osservazioni di SOHO/UVCS.
