Quali prospettive per lo studio del Sole e delle relazioni Sole-Terra? Daniele Spadaro INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania Teramo 8 maggio 2008

Dal Piano a Lungo Termine INAF – 2006: “The present focus of the Solar, interplanetary and magneto- spheric physics is on the variety of phenomena collected under the umbrella definition of Solar Activity. The content of this field, very rich of physical effects, arguably could be condensed as: Complex interaction of the magnetic field and plasma over a wide dynamic range of conditions. The magnetic field is generated inside the Sun, threads through the solar atmosphere, the heliosphere and the planets magnetosphere; on the other hand, the entire Sun, the heliosphere, and the outer atmospheres of several planets are in plasma state.”

La sfida per la fisica solare Comprendere i processi che danno vita ad una corona calda, variabile e alla sua espansione nello spazio interplanetario per formare il vento solare e l’eliosfera L’intera atmosfera solare è coinvolta nella intensa deposizione di energia a livello coronale

Come “attaccare” questo problema? L’esistenza della corona solare richiede una continua fornitura di massa ed energia dalle regioni più interne La sorgente di energia e materia scaturisce dai moti di plasma alla sommità della zona di convezione L’intensità e la configurazione (topologia) del campo magnetico giocano un ruolo dominante Visione unificata del sistema atmosfera solare/ eliosfera (interazione plasma - campi magnetici)

Emersione del campo magnetico Interazione con i moti di plasma La quantità di flusso proveniente da una concentrazione magnetica nella fotosfera è controllata dalla topologia e dalla dina- mica dei flussi convettivi (Berrilli et al. 2002, 2004, 2005; Del Moro et al. 2004, 2007). Importanza di uno studio sempre più appro-fondito della dinamica fotosferica e cromo-sferica nelle regioni quiete (granulazione, supergranulazione, network). Risultati di IBIS/DST (Jansen & Cauzzi, 2006; Vecchio et al. 2007; Cauzzi et al. 2008) AFS in regioni attive emergenti osservate con THEMIS/IPM (Spadaro et al. 2004; Zuccarello et al. 2005, 2007, 2008)

Molti meccanismi aventi origine nella fotosfera e cromosfera sono, in linea di principio, in grado di fornire abbastanza energia e massa alla corona Scala spaziale tipica per tali processi: distanza intergranulare (~ 0.1 arcsec, 75 km) Onde MHD generate alla sommità della C.Z. (eccitate dalle oscillazioni?) Processi di riconnessione magnetica (jet di plasma) Micro- e nano-flares (evaporazione cromosferica) Legame tra il C.M. fotosferico e quello negli strati superiori? Spettro-polarimetria multibanda in fotosfera e cromosfera: IBIS/DST -- SOT/Hinode Stokes parameters European Solar Telescope (EST) – vedi F. Zuccarello

Dissipazione dell’energia e riscaldamento delle strutture coronali Localizzazione? (uniforme, base, top, …) Evoluzione? (costante, transiente (im- pulsivo, graduale), …) Meccanismi dissipativi? (resistivo o viscoso di onde MHD, correnti indotte dalle deformazione delle linee di forza magnetiche, …) Piccole scale spaziali (subarcsec) e temporali (secondi o meno) Klimchuk J.A., 2006, Sol. Phys. TRACE

Struttura termica “fine” di una regione attiva coronale Reale et al., 2007, Science Media geometrica delle immagini ottenute in ciascun filtro (mediate su un’ora) “Combined improved filter ratio” CIFR(T)=CFR1(T)xCFR2(T) Dati: XRT/Hinode (5 filtri usati sui 9 in banda X)

Flows in active region loops EIS/Hinode Del Zanna, 2008, A&A Flows in active region loops Prevalenza di red-shift nei loop della regione attiva – bassa T “ di blue-shift ai margini della regione attiva – alta T

Rivelazione diretta dei processi difficile Richieste per le osservazioni (EUV e X): (METIS-EUS on Solar Orbiter) Risoluzione spaziale ~0.01 arcsec (decina di km) “ temporale ≤1 s “ spettrale tale da rivelare velocità ~1 km/s (effetto Doppler) Immagini in più bande spettrali, parzialmente sovrapposte, ad elevata cadenza (~1 s) e con campo di vista tale da coprire l’intera struttura Approccio modellistico e diagnostico Studio del comportamento dinamico del plasma coronale confinato in strutture magnetiche chiuse e aperte: profili di temperatura, densità e velocità – lungo le strutture considerate, in funzione del tempo. Sintesi dell’emissione (effetti di non-equilibrio di ionizzazione) e confronto con dati spettroscopici ed immagini EUV e X ottenuti con elevato rapporto segnale/rumore e requisiti di risoluzione un ordine di grandezza meno stringenti.

Altri aspetti da approfondire e chiarire Composizione chimica coronale: relazione con le abbondanze fotosferiche, effetto FIP (come agisce?), differenze tra regioni con diversa configurazione magnetica, abbondanza dell’elio? Campi magnetici coronali: mancanza di misure quantitative (estrapolazioni dai magnetogrammi fotosferici) - spettropolarimetria UV (misure dallo spazio), studio dell’effetto Hanle (riduzione della polarizzazione lineare e rotazione della direzione di polarizzazione in righe eccitate per risonanza radiativa) - osservazioni radio

Dove ha origine il vento solare? Buchi coronali (vento veloce): regioni lungo i contorni del network cromosferico Emersione controllata dalla struttura magnetica cromosferica (suggerimento di Hassler et al., 1999, Science) Necessità di osservare direttamente i poli del Sole

Streamers (vento lento): Mappe UVCS/SOHO lungo i contorni, cioè ai bordi dei buchi coronali, sopra la cuspide degli streamers, interstreamers risultato di UVCS/SOHO (Abbo e Antonucci, Anto- nucci et al., Noci et al., Spadaro et al., Strachan et al., Telloni et al., Uzzo et al.) O VI 1032 Å H I Lyα Correlazione tra topologia magnetica, velocità del vento e abbondanze di elementi (He) - da verificare con misure simultanee

Quali meccanismi dissipano energia nel vento solare? Indicazioni fornite dalle osservazioni con UVCS/SOHO L’accelerazione più elevata avviene nei buchi coronali tra 1.6 e 2.5 R. Gli ioni pesanti (O VI) sono accelerati più efficacemente dei protoni. (Kohl et al. 1999, Cranmer et al. 1999, Antonucci et al. 2000, Poletto et al. 2002, Zangrilli et al. 2002, Telloni et al. 2007) Diagnostica di Doppler dimming. (Noci et al. 1987, Dodero et al. 1998, Antonucci et al. 2004)

Allargamento delle righe spettrali: indicazione della deposizione di energia; accelerazione preferenziale perpendicolarmente al campo magnetico; dissipazione di onde di Alfvén (parte ad alta frequenza dello spettro) attraverso la risonanza ione-ciclotrone? Comportamento analogo all’interno e lungo i bordi degli streamers (Spadaro et al. 2007; Susino et al. 2008) (Antonucci et al. 1997, Kohl et al. 1997, Noci et al. 1997, Zangrilli et al. 1999)

Risonanza: Dipendenza dal rapporto carica su massa dello ione: Generazione locale di onde in corona Righe di ioni con diverso rapporto : HeII λ304 (0.25), OVI λ1032 (0.31), …, HI λ1216 (1.0) - METIS-SOCS on Solar Orbiter Misure del campo magnetico coronale Misure in situ delle distribuzioni delle varie particelle (entro 0.3 U.A.) Alta risoluzione in energia e angolare. SWAN on Solar Orbiter – R. Bruno Composizione chimica – confronto con la fotosfera.

Scenario proposto da verificare Trasporto di energia meccanica da onde di Alfvén Cascata turbolenta verso le frequenze più alte Dissipazione per interazione onda-particella (Verdini & Velli 2007) Approccio cinetico allo studio del vento solare: descrizione dell’evoluzione della turbolenza, dello spettro delle onde e delle funzioni di distribuzione delle particelle (Bruno & Carbone 2005) “The solar wind as a turbulence laboratory” – SWAN on Solar Orbiter Studio delle fluttuazioni già a 1.5 – 2 R (remote sensing) - possibilità di eliminare gli effetti della rotazione solare: METIS-COR+SOCS on Solar Orbiter

Attività magnetica solare e fenomeni dinamici: brillamenti, eruzioni di protuberanze, CMEs Verso una maggiore comprensione dei fenomeni all’origine di: instabilità delle strutture magnetiche eruzione delle strutture magnetiche rilascio di energia connesso Campo magnetico: elemento chiave in ogni scenario che descrive l’innesco dei brillamenti e dei CMEs Necessità di osservazioni congiunte dei campi magnetici e dell’emissione dell’atmosfera solare nel visibile, UV/EUV e X durante le fasi che precedono i fenomeni.

Alcune questioni aperte: meccanismi di innesco dei brillamenti Immagazzinamento di energia in campi magnetici non potenziali. Insorgere delle instabilità nelle strutture magnetiche. Trasferimento dell’energia dal C.M. al plasma e alle particelle (formazione di “current sheets” e/o riconnessione magnetica). Trasporto di energia e particelle attraverso l’atmosfera solare magnetizzata. Il ruolo della turbolenza MHD nel trasferire energia dalle scale più grandi a quelle più piccole, dove ha luogo la dissipazione. Formazione ed evoluzione di loop post-brillamento e comporta- mento dei filamenti (subarcsec) che li compongono. Cosa avviene nelle regioni prossime ai piedi dei loop? METIS – EUS, EUVI, VIM (Solar Orbiter)

Eventi precursori dei coronal mass ejections Non è ancora chiaro come hanno inizio e si evolvono i CMEs Rottura dell’equilibrio magnetico nelle strutture in gioco: occorre comprendere come avviene. Riconnessione magnetica? Riduzione nell’emissione EUV e X nelle regioni interessate: probabile diminuzione della densità del plasma dovuta all’espansione. Ritenuta quindi un indicatore dell’innesco dei CMEs. Presenza di onde nel plasma coronale: conseguenza dell’eruzione di filamenti e protuberanze. Prime fasi della propagazione nella corona estesa (entro 2 R): necessità di coronografi nell’ultravioletto – immagini! (contributi dell’UVCS/SOHO: Antonucci et al. 1997, Ciaravella et al. 1997, 2000, Ventura et al. 2002, Mancuso et al. 2004) Contributo di METIS – SOCS + COR (Solar Orbiter) !!

METIS investigation (proposed for Solar Orbiter payload) Multi-Element Telescope for Imaging and Spectroscopy - Combinazione di spettrometria UV (sul disco e in corona fino a 1.4 R) con “spectro-imaging” UV e “imaging” UV e visibile coronografico. COR: coronografo per immagini simultanee (prima volta!) nel visibile (pB) e nell’UV (H I Lyα e He II Lyα) - res. 2000 km campo di vista: 1.2-3.0 (1.6-4.1) R a 0.22 (0.3) U.A. 2. EUS: spettrometria ad altissima risoluzione della cromosfera superiore, regione di transizione e corona (1”, v < 5 km/s) 6 bande simultanee (50-158 nm) – T: 0.01 – 10 MK 3. SOCS: osservazioni spettroscopiche simultanee a 4 altezze in corona (1.7-2.6 R a 0.22 U.A.) – stesse λλ di EUS: H I Lyα, O VI dopp. ris. + He II Lyα (prima volta!) “Spectro-imaging” in HeII cruciale per la fisica della corona e del vento solare (secondo componente, regioni sorgente,…)

Propagazione delle perturbazioni nel mezzo interplanetario: influenza sull’ambiente terrestre Effetto della turbolenza magnetica sul trasporto di plasma e sulla propagazione delle particelle energetiche nel sistema solare (è particolarmente importante il grado di anisotropia delle fluttuazioni): ampliamento della regione dello spazio in cui possono propagarsi le particelle energetiche (vedi studi di Zimbardo et al.) previsione del flusso di particelle energetiche associato a brillamenti e coronal mass ejections Conoscenze di notevole importanza per lo studio delle relazioni Sole-Terra: perturbazioni della magnetosfera e della ionosfera terrestri (ULF mag. waves); modulazione dei raggi cosmici che penetrano nell’eliosfera e, eventualmente, nella magnetosfera terrestre; riconnessione magnetica: trasporto di energia dal vento solare alla magnetosfera (accelerazione di particelle, tempeste geomagnetiche).

Several key problems remain open (PLT INAF-2006): How is the magnetic field generated and dissipated? What originates the heating of the upper solar atmosphere? What is the source of acceleration of the solar wind? What is the physical origin of solar variability? To address these issues, solar and interplanetary physics are focused on studying the magnetic activity; important breakthroughs will be achieved with the combination of space-based instruments and high resolution, innovative instrumentation from ground. The physical conditions in which the interactions between ionized plasmas and electro-magnetic fields occur are very common in the Universe.