Dinamica della granulazione solare da osservazioni THEMIS-IPM Francesco Berrilli - Universita` di Roma “Tor Vergata” Giuseppe Consolini - IFSI/CNR Arnaldo Florio - Universita` di Roma “Tor Vergata” Ermanno Pietropaolo - Universita` dell’Aquila

Granulazione (scala di ~1 Mm) L’ overshooting convettivo negli strati stabili fotosferici e` certamente tra le cause della formazione di un pattern di elementi cellulari brillanti, i granuli, circondati da una rete di linee intergranulari scure. Immagine, a banda larga, ottenuta con il THEMIS-IPM presso il TEIDE Observatory, Tenerife, Isole Canarie

Granulazione (scala di ~1 Mm) La granulazione e` prodotta da una cascata termica e cinetica dai granuli grandi ai piccoli. (Espagnet et al. 1992, Salucci et al. 1994) La granulazione e` caratterizzata da celle di plasma caldo proveniente dagli strati interni. (Spruit, Nordlund and Title, 1990) La granulazione e` un fenomeno surface-driven, gli strati superiori raffreddano il gas e producono forti downdraft. (cf. Rast 1999) Da Philosofical Transactions (1802) W. Hershel a - vertici di coni di fiamme (corrugazione - indentatura) b - nubi planetarie c - nucleo solare oscuro

Monocromatore Panoramico Italiano IPM CNRS / INSU - CNR Monocromatore Panoramico Italiano IPM Osservatorio di Arcetri (F. Cavallini, G. Ceppatelli) Universita` di Firenze (A. Righini) Universita` di Roma “Tor Vergata” (F. Berrilli, B. Caccin, S. Cantarano, A. Egidi) Regioni spettrali calibrate (± 20Å) : 5184Å (Mg b1); 5380Å (CI); 5576Å (Fe I); 5890Å (Na D2); 6438Å (Cd); 6563Å (Ha) Profilo strumentale: FWHM < 21.5 mÅ @ 5500Å Stabilita` in l : < 10 m.s-1 (10h) Rivelatori : 2 5MHz CCDs 1317x1070 (binned 512x512) - 5 frames s-1 Risoluzione spaziale : 0.07 ” / pixel con un FoV di 34” x 34”

Analisi delle immagini spettrali Continuo 0-3 0-2 0-1 0 0+1 0+2 0+3 FIT Gaussiano, esempio riga del Fe 557.6 nm Line-width image Center-line intensity image Velocity image from Doppler shifts

Stratificazione delle flutuazioni relative di temperatura Osserviamo l’inversione nota delle fluttuazioni di temperatura nella bassa fotosfera. Troviamo indicazioni di una seconda inversione nella fotosfera superiore. Recentemente Gadun et al. hanno ipotizzato la presenza di due strati fotosferici in cui le fluttuazioni cambiano segno. A&A 350, 1018 (1999)

Granulazione: decelerazione del flusso di “up-flow” nei granuli esplosivi (exploders) 0 km 60 km 200 km 370 km 0s 75 s 150 s 225 s 300 s 375 s 450 s 525 s 600 s 675 s 750 s Sequenze di undici immagini dell’evoluzione di un granulo esplosivo indisturbato. Prima riga, immagini della fotosfera acquisite in banda larga. Altre righe: velocita` (al cubo) cospaziali ottenute da C 538.0 nm, Fe 537.6 nm e Fe 557.6 nm. L’intervallo temporale mostrato e` di 13 min e le dimensioni del campo sono di 6.8 arcsec X 6.8 arcsec.

Granulazione: decelerazione del flusso di “up-flow” nei granuli esplosivi (exploders)

Proprieta` del campo di velocita` Per studiare la dipendenza temporale della correlazione spaziale fra campi di velocita` diversi, in due regioni fotosferiche, selezioniamo due combinazioni di righe. [C 5380 - Fe 5379] bassa f. [Fe 5379 - Fe 5576] alta f. Prendiamo un campo di velocita` (in basso) e lo correliamo con 9 campi superiori; 4 che lo precedono, 4 che lo seguono, uno simultaneo. Fe 5379 C 5380

Proprieta` nel tempo del campo di velocita` Costruiamo 24 × 9 coefficienti di correlazione. Usiamo immagini non filtrate (sinistra) e filtrate (destra) delle oscillazioni di 5-min.

Proprieta` medie del campo di velocita`

Effetti del campionamento Le nostre osservazioni acquisiscono una posizione spettrale alla volta. Le quantita` derivate, come le velocita` Doppler, sono basate su misure prese a tempi differenti. Costruiamo un campo di velocita` e simuliamo l’intera procedura di analisi per studiare gli effetti del campionamento.

Effetti del campionamento sulle velocita`

Effetti del campionamento sulle velocita`

Effetti del campionamento sulle correlazioni Per tener conto delle differenze di fase spurie, introdotte dal campionamento, correliamo spazialmente i campi di velocita` calcolati con quelli simulati (veri). Troviamo che l’effetto sulle correlazioni spaziali e` piccolo (al piu` 2 sequenze = 6s). Nella figura riportiamo le simulazioni relative alle tre righe fotosferiche usate. I quadratini blu indicano la posizione temporale associata ai campi calcolati.

Conclusioni Il telescopio THEMIS ed in particolare il modo IPM, ed in futuro il doppio FP-IBIS, rappresentano uno strumento fondamentale per studiare la dinamica della fotosfera solare. Osserviamo la decelerazione nelle regioni centrali degli exploders. Quando le oscillazioni dei 5 minuti sono rimosse (filtraggio k-) si trova un picco centrale nel coefficiente di correlazione: la convezione solare non e` stazionaria. Si osserva una differenza di fase temporale: positiva nella bassa fotosfera, corrispondente ad una propagazione verso l’alto, negativa nella fotosfera superiore, corrispondente ad una propagazione verso il basso. Cio` potrebbe suggerire la presenza di due regimi fotosferici: un overshooting convettivo che domina gli strati bassi, ed una produzione di plume fredde che domina gli strati superiori.