OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA

Rapporto Annuale

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Le osservazioni

Sono state svolte osservazioni molto accurate della regione polare del Sole dove ha origine il vento solare veloce.

Le osservazioni mirano a studiare la morfologia e l'evoluzione del vento solare ad alta velocità emesso da un buco coronale polare. La conoscenza dettagliata della struttura del vento e, in particolare, della distribuzione di velocità e densità del plasma permettono una diagnostica dei meccanismi di accelerazione del vento, ad esempio possono aiutarci a determinare a che distanza dal Sole il vento viene maggiormente accelerato, ponendo dei vincoli sul suo meccanismo di accelerazione. I risultati forniti da tale analisi costituiranno il supporto sperimentale al contemporaneo studio modellistico del vento solare (vedi paragrafo 2.5.1). Il confronto tra l'analisi delle osservazioni ed i modelli ci consentirà di comprendere più a fondo il ruolo delle onde di Alfvén nell'accelerare il vento.

È stata osservata la regione al di sopra del Polo Nord Solare, dove il buco coronale risultava più esteso. I dati sono stati raccolti nella regione spettrale del Ly$\alpha$ (1216 Å), del doppietto dell'O VI (1032 Å e 1037 Å) e coprendo distanze eliocentriche da 1.5 a 3.5 raggi solari, con tre successive scansioni. Le tre diverse scansioni sono state caratterizzate da diverse larghezze di fenditure nella regione dell'O VI e diversi tempi di esposizione in modo da soddisfare, con diverse osservazioni, sia le esigenze di buon livello di segnale su rumore sia quelle di buona risoluzione spettrale.

Le bande spettrali selezionate forniscono sia una diagnostica di densità e temperatura del plasma del vento sia una stima della velocità (perpendicolare alla linea di vista) attraverso la tecnica di doppler dimming, basata sul rapporto fra le righe dello O VI (per velocità del plasma comprese tra 30 ed 80 km s^-1) e sul rapporto della riga Ly$\alpha$ con il flusso di luce nel canale in luce bianca (per velocità comprese tra 100 e 250 km s^-1).

La scansione del vento a varie distanze eliocentriche consente di ricostruire la struttura del vento che, ben lungi dall'essere uniforme, è caratterizzata da striature pressocché radiali (dette plumes), spesso soggette a variazioni.

Allo scopo di ottenere una visione più completa della struttura del buco coronale polare e dei fenomeni in gioco nel determinare l'evoluzione, la morfologia e la dinamica del vento solare veloce, sono state compiute in concomitanza alcune osservazioni con gli altri strumenti coronali a bordo di SOHO. In particolare:

- EIT

ha osservato il buco coronale polare nei filtri di Fe IX (171 Å), Fe XII (195 Å), Fe XV (284 Å) e He II (304 Å).

- SUMER

ha osservato il polo nord in diverse righe che includono l'N V (1238.8 Å), il Fe XII (1242.4 Å), l'O IV (624 Å), l'O V (629.7 Å), il Mg X (625 Å), la Ly$\beta$ (1026 Å), il doppietto di O VI (1032 Å e 1037 Å) ed il Si XII (520 Å); è da notare che le ultime quattro sono le righe preminenti nel canale dello O VI di UVCS. Sono stati fatti degli scan di 4 arcmin centrati sull'asse del Sole da 1.05 $R_{\odot}$ (180 arcsec dal centro), praticamente il bordo del Sole, fino a 1.38 $R_{\odot}$ (1280 arcsec dal centro) con una risoluzione spaziale di 1 arcsec ed una risoluzione spettrale di 0.043 Å.

- CDS

ha compiuto osservazioni del polo nord sia con il CDS/NIS che con il CDS/GIS su venti righe spettrali che includono Mg VIII (315.26 Å), Si IX (341.95 Å), Fe XIV (334.20 Å), Si IX (349.67 Å), Fe XII (364.47 Å), Mg IX (368.00 Å), O IV (554.40 Å), Fe XIII (359.64 Å), Ne VI (562.83 Å), He I (584.33 Å), O V (629.73 Å) che coprono il campo di temperature dalla cromosfera fino alla corona.
 

 
 
 

La capacità di determinare, sulla base di queste osservazioni le condizioni del vento solare veloce dalla cromosfera fino a 3.5$R_{\odot}$, quindi coprendo tutta una regione ritenuta fondamentale per la comprensione dei meccanismi di accelerazione (vedi sezione 2.5.1) promette di fornire un salto di qualità nello studio del vento solare.
 

Figure 49: Profili di riga nel canale della Ly$\alpha$ (pannello di sinistra) ed in quello dello O VI (pannello di destra) alla distanza di 2.5$R_{\odot}$, in corrispondenza di una plume solare.

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