IL VENTO SOLARE http://helios.gsfc.nasa.gov.

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1 IL VENTO SOLARE

2 Flusso di plasma ionizzato e di campo magnetico che ha origine sul Sole…
e si propaga nello spazio interstellare per effetto della differenza di pressione: Pgas=4 mPa; Pint= Pa

3 Configurazione e composizione nello spazio interplanetario
Cenni storici e modelli teorici Configurazione e composizione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

4 Cenni storici e modelli teorici
Fin dal 1950 osservazione di fenomeni interplanetari riconducibili all’esistenza del vento solare: Fenomeni aurorali; Coda ionica delle comete “via dal Sole”; Piccole variazioni dell’attività geomagnetica.

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6 Osservazione di fenomeni aurorali.

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9 Orientazione “via dal Sole” della coda ionica delle comete

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11 variazioni dell’attività geomagnetica terrestre in connessione con l’attività solare

12 Inizio del 1950: primi modelli teorici
Cosa si conosceva del Sole a quei tempi? www-istp.gsfc.nasa.gov/exhibit/index.html

13 Da misure ottiche della corona (spettri di assorbimento):
Temperatura : T~ 106 K Composizione: miscuglio di gas e-- p mistura di ioni di altri elementi più pesanti Luce bianca: prodotta dallo scattering degli e- coronali con la luce fotosferica Densità: r ~ cm-3 Conduttività: k = 8  108 erg/cm•s•deg (~ 20 volte quella del rame a Tambiente)

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15 Modello di Chapman (1957): corona solare in equilibrio idrostatico
corona altamente conduttiva sfericamente simmetrica priva di sorgenti o perdite di calore

16 All’equilibrio idrostatico: FORZA DI PRESSIONE = FORZA DI GRAVITA’
La conduttività termica, dovuta principalmente agli elettroni più mobili, è: In presenza di un gradiente di temperatura, la velocità di conduzione del calore nel plasma coronale è: fc  -Te Per una corona statica e sfericamente simmetrica, l’andamento della temperatura è: (es: a rTerra = 1.4  1013 cm e per T0=106 K si avrebbe: T 2.19  105 K) L’alta conduttività del materiale coronale implica un piccolo gradiente di T e, quindi, un’estensione di alte T coronali ben oltre lo spazio interplanetario. All’equilibrio idrostatico: FORZA DI PRESSIONE = FORZA DI GRAVITA’

17 Pertanto, l’andamento della pressione e della densità sarà:
(con densità: r= nm con n densità numerica ed m=mp+me massa di H; pressione: P= 2nKT assumendo Te=Tp=T) Secondo il modello di Chapman vicino alla Terra si avrebbe (r = 1 AU): n ~ /cm3 >> ninterplanetarie Pchapman= 10-5 dyne/cm2 >> Pinterst= dyne/cm2 DENSITA’ E PRESSIONI ELETTRONICHE NON RISCONTRATE NEL MEZZO INTERSTELLARE!

18 Modello di Parker (1958): corona solare in continua espansione
“…forse non è possibile per la corona solare o, per l’atmosfera di qualsiasi stella, essere in completo equilibrio idrostatico a grandi distanze dal Sole…”

19 Parker considerò una corona solare
IN CONTINUA ESPANSIONE VERSO L’ESTERNO: per r  P0 Definì tale flusso “vento solare”

20 Partendo dalle equazioni di conservazione della massa
e del momento di un fluido ed imponendo: - flusso radiale, isotropo, isotermo, indipendente dal tempo, sfericamente simmetrico; - effetti di campo magnetico trascurabili (B = 0); egli ricavò l’equazione differenziale per la velocità v(r)

21 Quindi, se il termine a destra =0  termine a sinistra =0
Poiché GMS/r² decresce con r più rapidamente di 4KBT/mr, il termine a destra dell’equazione cresce all’aumentare di r annullandosi per r = rc (rc  raggio critico ): Quindi, se il termine a destra =0  termine a sinistra =0 Tale annullamento avviene attraverso due distinti modi: che danno origine a quattro Classi di soluzioni per v(r):

22 Classi 1 e 4 per dv/dr=0: la funzione ha un massimo o un minimo.
Classe 2 Per r  v lnr (asintotica): n(r) 0 e P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] Classe 3 per dv/dr<0 e v=vc; Classe 2 per dv/dr>0 e v=vc Imponendo le condizioni al contorno, si determina quale fra queste soluzioni sia fisicamente accettabile.

23 Soluzione “speciale” di Parker
v(r) = cost Per r   v  cost n(r) 0 P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] ro 1.4RS rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico VENTO SOLARE COROTANTE VENTO EMESSO RADIALMENTE

24 Questo “flusso continuo” di particelle si diffonde nello spazio interplanetario interagendo con il nostro pianeta.

25 Era missioni spaziali 1959: fu possibile confermare con
missioni “in situ” (Lunik III, Venus I) l’esistenza del vento solare! 1962: inizio di uno studio dettagliato delle proprietà del vento solare (Mariner III, missioni Venus)

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27 La natura a “flusso continuo” della soluzione di Parker
non cambia nei modelli più complessi sviluppati nei successivi 30 anni di ricerca sul vento solare……

28 Perché ancora oggi continua la ricerca sul vento solare?

29 Il vento solare è influenzato
Relazioni Terra-Sole Il vento solare è influenzato dall’attività solare e trasmette tale influenza a pianeti, comete, polveri di particelle e raggi cosmici in esso immersi. Tale interazione può produrre in concomitanza dei massimi di attività solare (es. tempeste magnetiche), seri danni alle apparecchiature montate su satelliti e disturbi a Terra (es. radiocomunicazioni)

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31 Processi fisici Il vento solare durante la sua formazione ed espansione dalla corona calda fino alle regioni più fredde e meno dense delle parti più esterne del sistema solare subisce varie trasformazioni nelle sue proprietà (le collisioni fra e- o ioni sono frequenti nella corona ma rare nello spazio interplanetario: meno di 1 collisione ogni 3 AU). La Fisica di questo plasma può essere studiata attraverso una gran varietà di condizioni, molte delle quali non riproducibili in laboratorio!

32 Composizione e configurazione nello spazio interplanetario
Cenni storici e modelli teorici Composizione e configurazione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

33 Densità medie di flusso del vento solare osservate ad 1 AU
Densità medie di flusso del vento solare osservate ad 1 AU Densità protonica 7 cm-3 Densità elettronica Densità He2+ 0.3 cm-3 Velocità di flusso 450 kms-1 Temperatura protonica 1.2105 K Temperatura elettronica 1.4105 K Intensità del campo magnetico 7 nT (1nT=10-5 Gauss) Flusso di Protoni 3108 cm-2s-1 Flusso di Massa 610-16 gcm-2s-1 Componente radiale del momento 2.610-9 Pascal Flusso di Energia cinetica 0.6 ergcm-2s-1 Flusso di Energia termica 0.02 ergcm-2s-1 Flusso di Energia magnetica 0.01 ergcm-2s-1 Flusso magnetico radiale 510-9 T

34 Integrando su di una sfera di raggio 1AU si ha il flusso totale:
Protoni 8.41035 s-1 Massa 1.61012 gs-1 Componente radiale del momento 7.31014 Nw Energia cinetica 1.71027 ergs-1 Energia termica 0.051027 ergs-1 Energia magnetica 0.0251027 ergs-1 Flusso magnetico radiale 1.41015 Weber nP = densità protonica nP vP = flusso di protoni nP mP vP = densità del flusso di protoni Etotal = energia totale n/np = rapporto Helio-protoni

35 una superficie in moto con il fluido è costante.
Il vento solare è un plasma perfettamente conduttore (s  ) e per esso vale il teorema di Alfvén di campo congelato: In un fluido perfettamente conduttore in moto in un campo magnetico, il flusso magnetico attraverso una superficie in moto con il fluido è costante. B(t1) B(t2) S(t1) S(t2)

36 rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico
Per r   v  cost n(r) 0 P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] ro 1.4RS rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico VENTO SOLARE COROTANTE VENTO EMESSO RADIALMENTE Il campo magnetico, essendo congelato nel plasma, viene trascinato nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare. Per r > rA, infatti, la velocità del vento diviene super-Alfvènica, l’energia cinetica del plasma supera quella magnetica ed il vento si separa dalla rotazione del Sole trascinando con sé le linee di campo magnetico.

37 Il campo B superficiale è trascinato via nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare…
e le sue linee di campo assumono la tipica configurazione 

38 Le componenti del campo magnetico sono: base della corona ad r = Rs
Le componenti del campo magnetico possono essere calcolate applicando il teorema di solenoidalità (B = 0) ad un tubo di flusso di B che, trasportato dal plasma, si espande radialmente con simmetria sferica: essendo si avrà con Bo intensità del campo (radiale) alla base del tubo di flusso. / / dA(r) B(r) B0 base della corona ad r = Rs r A causa della rotazione solare il campo magnetico assumerà una componente azimuthale, per cui: dA0

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40 con wS velocità angolare di rotazione solare:
In un sistema di riferimento inerziale il flusso del plasma è radiale. In un sistema di coordinate (r,j,q) corotante con il Sole (q = 0 lungo l’asse di rotazione  colatitudine), il plasma acquista una componente azimuthale, per cui: w rsinq q r con wS velocità angolare di rotazione solare:

41 Il cammino percorso dalle particelle
del plasma in questo sistema di riferimento è una linea di flusso determinata dall’equazione differenziale: (con q costante). Dall’integrazione di quest’equazione, ponendo v (r) = v = cost e j(r = RS) = jo (posizione iniziale sulla corona), si ricava: che, per q = 90 (lungo il piano dell’equatore solare), è proprio la formula della spirale di Archimede.

42 La configurazione del flusso del plasma in un sistema di riferimento che ruota col Sole è, dunque, quella di una spirale (spirale dinamica), la cui apertura dei bracci è funzione unicamente della velocità del plasma. [Hundhausen, A. J., 1977]

43 SISTEMA DI RIFERIMANTO STAZIONARIO SISTEMA DI RIFERIMANTO COROTANTE
RIASSUMENDO: A causa della rotazione solare, le linee di flusso del campo magnetico “congelate” nel plasma hanno una configurazione a spirale di Archimede (spirale magnetica). Nel sistema corotante col Sole, le linee di forza di v || B (spirale dinamica). SISTEMA DI RIFERIMANTO COROTANTE [Hundhausen, A. J., 1977]

44 Nel sistema corotante col Sole le linee di v sono allineate con B
e la spirale dinamica coincide con quella magnetica (see the animation: the sun\shock.gif)

45 [Tesi S. De Amicis,, Tor Vergata]
Orbite missioni Helios 1 e 2 [Hundhausen, A. J., 1977] [Tesi S. De Amicis,, Tor Vergata]

46 RTN - Radiale Tangenziale Normale
Sistemi di riferimento più comunemente usati per misure di plasma e campo magnetico nello Spazio Interplanetario Quando si definisce un sistema di coordinate, si sceglie la direzione di un asse ed un piano perpendicolare ad esso sul quale definire i restanti due assi. Uno dei restanti assi viene posto perpendicolare ad una data direzione. RTN - Radiale Tangenziale Normale N E’ un sistema di riferimento che ha l’origine centrata nel satellite. R è il vettore unitario orientato dal sole al satellite e positivo via dal sole T risulta dal prodotto wR /|wR| dove w è l’asse di spin del sole. N= RT completa la terna destrorsa w T R

47 Z  X w Y   SSE – Solare Eclittico Eclittica Equatore celeste
È un sistema di riferimento che ha l’origine centrata nel satellite. X è il vettore unitario orientato dal satellite al Sole Y giace sul piano dell’Eclittica ed è orientato in senso opposto rispetto al moto di rivoluzione dei pianeti. Z=XY ed è quindi normale al piano dell’Eclittica (positiva verso Nord) Z  Eclittica X w Y  Equatore celeste 

48 Modello di Pneuman e Koop (1971)
Primo modello MHD di espansione di corona isoterma: alte latitudini: linee di campo aperte (buchi coronali) basse latitudini: linee di campo chiuse (elmetti coronali) [Hundhausen, A. J., 1977]

49 Le due linee di campo aperte, emesse ad una colatitudine di circa q  45 dai lati opposti del dipolo equatoriale (e che si estendono dalla cima della regione di campo chiusa fino alle basse latitudini, per rimanere poi parallele al piano dell’equatore solare), delimitano un “foglio magneticamente neutro” o, neutral sheet: •B = 0 Questa superficie è caratteristica per l’alta densità di corrente che scorre al suo interno; per questo motivo è anche detta “foglio di corrente interplanetaria” o, interplanetary current sheet: j = (1/m)B con j –alla base della corona- normale al piano della figura e circolante lungo il piano equatoriale nella direzione della corrente del dipolo. NB: Il campo magnetico B è considerato “primario” mentre la corrente elettrica ed il campo elettrico come secondari. [Hundhausen, 1977]

50 L’effetto della rotazione solare su questa configurazione magnetica dipolare, unito all’espansione del vento nello spazio interplanetario, fa assumere al current sheet una forma tipica, definita da Alfvén come “il gonnellino di una ballerina”, inclinata di un angolo a rispetto all’asse di rotazione solare. Quest’angolo a (che rappresenta l’inclinazione dell’asse del dipolo rispetto all’asse di rotazione solare o, equivalentemente, l’angolo fra il current sheet interplanetario ed il piano dell’equatore solare) mostra una chiara dipendenza dal ciclo solare: esso è circa nullo ai minimi solari (mostrando una configurazione quasi dipolare), mentre arriva fino a  30 durante i massimi (caratterizzati da una configurazione magnetica molto più complessa). [Hundhausen, 1977] [Marsch and Schwenn, 1995]

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53 …in quanto si troverà alternativamente sopra e sotto
Un osservatore posto sull’Eclittica, attraversando lo strato neutro, registra un cambiamento della polarità… …in quanto si troverà alternativamente sopra e sotto al neutral sheet. Il numero di settori magnetici osservati varia con la fase del ciclo solare (2-4 al minimo solare).

54 Misure in-situ nello spazio interplanetario confermano la relazione che c’è fra i buchi coronali ed il vento solare ad alta velocità - Il pannello inferiore mostra in blu l’estensione dei buchi coronali nel Marzo del 1975 assieme alla proiezione delle orbite della Terra e di Helios 1. - Il pannello superiore mostra la velocità del vento misurata da Helios 1 e da IMP7 ed 8 corretta per il tempo di volo del plasma da Helios ad IMP.

55 Modulazione della velocità in rapporto alla struttura magnetica
sul Sole osservata ad 1 AU con ricorrenza di 27 giorni: Fasci di bassa v ( Km/s): presenti in prossimità di un settore magnetico ove si inverte la polarità (al confine del settore si misurano anche alte r); Fasci di alta v (fino a 700 Km/s): all’interno di un settore magnetico fino al passaggio di un nuovo confine. Dati di vento solare registrati da Helios 2 fra 0.5 AU e 1 AU (Eliosfera Interna)

56 Interpretando questo andamento alla luce del modello di Pneuman e Kopp (1971), possiamo stabilire una connessione fra la dipendenza spaziale della velocità di espansione coronale e la configurazione magnetica della corona (modulazione della velocità). Al MINIMO SOLARE, in cui vale la descrizione di dipolo: il vento lento ( Km/s) viene emesso dalle regioni di campo magnetico chiuso (elmetti coronali, di colatitudine q  90) e si propaga lungo il foglio di corrente interplanetario; il vento veloce ( Km/s), invece, ha origine nelle zone aperte di campo magnetico (buchi coronali posti a q < 70 e q > 110) e, solo per effetto dell’increspatura del current sheet interplanetario, si estende fino al piano equatoriale.

57 Ulysses è un progetto in comune fra ESA e NASA
Lanciato dallo Space Shuttle Discovery nell’Ottobre 1990, Ulysses ha subito un fly-by con Giove (1992) che lo ha immesso su di un’orbita polare permettendogli di sorvolare il polo Sud del Sole nel 1994 e quello Nord nel Attualmente Ulysses sta percorrendo la seconda orbita che sarà completata nel Dicembre 2001. Ulysses è un progetto in comune fra ESA e NASA

58 [Bruno et al., Solar Physics, 104,431,1986]
lcs [Bruno et al., Solar Physics, 104,431,1986] Al minimo solare, in cui vale la descrizione di dipolo, il vento lento ( Km/s) viene emesso dalle regioni di campo magnetico chiuso (elmetti coronali, di colatitudine q  90) e si propaga lungo il foglio di corrente interplanetario; il vento veloce ( Km/s), invece, ha origine nelle zone aperte di campo magnetico (buchi coronali posti a q<70 e q>110) e, solo per effetto dell’increspatura del current sheet interplanetario,si estende fino al piano equatoriale.

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60 Attività in X, ciclo delle macchie e configurazione coronale in funzione del ciclo solare

61 …ai MINIMI SOLARI

62 …ai MASSIMI SOLARI

63 Principali disturbi temporali del vento solare
I CMEs sono i disturbi temporali coronali più importanti e significativi. Essi si formano dalla distruzione di un elmetto coronale ed immettono nel vento solare una grande quantità di materiale cromosferico e coronale. Sono anticipati dalla formazione alla base della corona di una prominenza, inizialmente in equilibrio statico col campo magnetico sovrastante: all’aumentare dell’attività magnetica coronale di larga scala, tale prominenza “apre” le linee di campo immettendo il suo materiale nello spazio interplanetario. I brillamenti sono delle improvvise luminosità di una piccola regione del Sole vista ai raggi X (linee di emissione e, solo in rari casi, emissione continua) a seguito di un improvviso riscaldamento del materiale coronale di quella regione. Ad essi sono associati campi magnetici di scala nettamente inferiore rispetto a quelli dei CMEs.

64 Configurazione e composizione nello spazio interplanetario
Cenni storici e modelli teorici Configurazione e composizione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

65 Quando il gradiente di pressione di queste regioni di interazione sarà sufficientemente alto da opporsi al sopravanzare del vento supersonico, quest’ultimo sarà completamente frenato dalla formazione di un shock interplanetario, attraverso il quale convertirà la sua energia del flusso in energia termica o in pressione. Gli shocks interplanetari possono, allora, essere considerati come il meccanismo primario di interazione e “fusione” dei fasci di diversa velocità, fino a produrre -a grandi distanze dal Sole- la perdita completa di questa configurazione dinamica: “Uno stream dà origine ad una regione di interazione ed una regione di interazione porta alla morte dello stream” [Burlaga, L.F.]. Nel corso dell’espansione, a causa della diversa velocità dei due venti, si avrà una interazione fra gli streams (il vento solare veloce tenderà a superare il vento lento che gli è davanti), con la conseguente formazione di una regione di compressione lungo la superficie di contatto dei fasci. [Hundhausen, A. J., 1977]

66 La presenza delle compressioni modifica i parametri caratteristici del vento solare
Utilizzando una finestra oraria di ampiezza fissata Dt (con Dt = 6h, 12h, 24h) e scorrevole di 1h, escludiamo dal dataset iniziale quegli intervalli contenenti meno del 66% di misure e per i quali non siano contemporaneamente verificate - a seconda dei casi - le condizioni : per la finestra oraria Dt = 6h per la finestra oraria Dt = 12h per la finestra oraria Dt = 24h [Hundhausen, A. J., 1977]

67 Dataset con compressioni Dataset senza compressioni
Satellite N totale (v veloce e v lento) N veloce (v  550 Km/s) N lento (v < 400 Km/s) Durata missione Latitudine sonda Helios 19486 5082 14404 -7.3 <l < +7.3 PVO 28062 6258 21804 -3.8 < l < +3.8 OMNI 42640 12170 30470 -7.3 < l < +7.3 Dataset senza compressioni Satellite N totale a 6h (v veloce e v lento) N totale a 12h N totale a 24h Durata missione Latitudine sonda Helios 2931 5875 4376 -7.3 < l < +7.3 PVO 6332 10346 11082 -3.8 < l < +3.8 OMNI 11383 13890 14879 [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]

68 Aumento di |B| e di r per effetto delle compressioni
[Tesi S. De Amicis, Tor Vergata] Aumento di |B| e di r per effetto delle compressioni

69 Aumento dell’angolo di avvolgimento della spirale magnetica rispetto
a quella dinamica per effetto delle compressioni Sistema di riferimento corotante Spirale dinamica Spirale magnetica Angolo di avvolgimento delle due spirali d  (YParker - YB) [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]

70 Aumento dei valori dei raggi di corotazione del vento veloce e lento
Per r   v  cost n(r) 0 P 0 Finestra D = 6h  Finestra D = 12h Helios rA veloce = (6.66  0.06) RS rA lento = (9.02  0.15) RS N veloce = 1231 N lento = 1700 rA veloce = (6.55  0.04) RS rA lento = (8.45 0.10) RS N veloce = 2555 N lento = 3320 PVO rA veloce = (6.38  0.07) RS rA lento = (7.26  0.05) RS N veloce = 1543 N lento = 4789 rA veloce = (6.50  0.04) RS rA lento = (7.52  0.04) RS N veloce = 2695 N lento = 7651 OMNI rA veloce = (6.26  0.05) RS rA lento = (9.51  0.07) R N veloce = 4523 N lento = 6860 rA veloce = (6.24  0.04) RS rA lento = (9.41  0.06) RS N veloce = 5643 N lento = 8247 ro 1.4RS rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico VENTO EMESSO RADIALMENTE VENTO SOLARE COROTANTE [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata] A causa dei diversi processi di emissione, il vento veloce e lento hanno due diversi raggi di corotazione: rA veloce< rA lento