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Dinamica della granulazione solareda 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
• 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
Granulazione (scala di ~1 Mm)
Monocromatore Panoramico Italiano IPM
CNRS / INSU - CNR
Regioni spettrali calibrate (± 20Å) :5184Å (Mg b1); 5380Å (CI); 5576Å (Fe I); 5890Å (Na D2); 6438Å (Cd); 6563Å (H)
Profilo strumentale: FWHM < 21.5 mÅ @ 5500Å
Stabilita` in : < 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”
• 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)
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
Center-line intensity image
Line-width imageVelocity 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 km0s 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.
C 5380
Fe 5379
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.