Introduzione allo spettro solareInsegnamento di Fisica Solare e relazioni Sole-Terra

Fabio Lepreti

Corso di Laurea in Fisica

Università della Calabria

A.A. 2015/2016

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Struttura del Sole

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Atmosfera solare

L'atmosfera del Sole è la zona da cui viene emessa la radiazioneelettromagnetica di origine solare che viene rivalata a Terra o consonde spaziali.

Nell'atmosfera solare sidistinguono le seguenti zone,caratterizzate da proprietà sichedierenti:

Fotosfera

Cromosfera

Zona di transizione

Corona Courtesy of SOHO/MDI consortium. SOHO is aproject of international cooperation between ESAand NASA.

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Spettro solare

La struttura e la dinamica dell'atmosfera vengono studiatemisurando e analizzando la radiazione e.m. emessa a diverselunghezze d'onda.

Courtesy of Dr. Judith Lean, Naval Research Laboratory.

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Spettro solare

Si può studiare lo spettro di una piccola regione (curva in alto) oquello mediato su tutto il disco solare (spettro del Sole come stella,curva in basso). Nel primo caso la forma dello spettro dipende dallaregione osservata (granuli, intergranuli, centro, bordo, ecc.).

Neckel & Labs (1984)

La linea continua rappresenta uno spettro di corpo nero aT = 5778 K

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Spettro solare UV

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Spettro solare UV

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Intensità di radiazione

Iν = I (~r , n,ν , t)

Iλ = I (~r , n,λ , t)

dE = Iν cosθ ds dΩn dν dt

= Iλ cosθ ds dΩn dλ dt

ν =c

λIλdλ = Iνdν

Iλ =c

λ 2Iν

o

ds

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Spettro solare

Si ottengono informazioni sia dall'intensità nel continuo spettralecha dalle righe di assorbimento (fotosfera, cromosfera) ed emissione(cromosfera, zona di transizione, corona).

Courtesy of Dr. Judith Lean, Naval Research Laboratory.

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Spettro solare continuo: corpo nero

Nel visibile e nell'infrarosso (IR) la componente continua dellospettro è ben descritta da uno spettro di corpo nero. L'interno delSole è molto vicino ad uno stato di equilibrio termodinamico(locale). I fotoni hanno alta probabilità di essere assorbiti (altaopacità).

Neckel & Labs (1984)

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Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura edensità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotonihanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essereassorbiti.

Otticamente spesso (alta opacità) → Otticamente sottile(bassa opacità)

La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denitacome il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 %di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella.

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Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura edensità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotonihanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essereassorbiti.

Otticamente spesso (alta opacità) → Otticamente sottile(bassa opacità)

La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denitacome il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 %di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella.

Fabio Lepreti Introduzione allo spettro solare 11 / 23

Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura edensità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotonihanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essereassorbiti.

Otticamente spesso (alta opacità) → Otticamente sottile(bassa opacità)

La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denitacome il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 %di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella.

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Il Sole in luce bianca: fotosfera (ltri a banda larga)

Courtesy of BBSO/NIJT.

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Righe di assorbimento

Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura edensità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotonihanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essereassorbiti.

Otticamente spesso (alta opacità) → Otticamente sottile(bassa opacità)

La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denitacome il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 %di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella.

La posizione di questo livello dipende dalla frequenza dellaradiazione e.m. Se c'è assorbimento attorno ad una datafrequenza ν0, perché questa corrisponde alla dierenza tra duelivelli energetici di qualche elemento presente, il livello a partiredal quale la radiazione di frequenza ν ≈ ν0 esce dal Sole saràpiù lontano dal centro (più alto nell'atmosfera). E quindi ...

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Righe di assorbimento

Al crescere della distanza dal centro del Sole, temperatura edensità diminuiscono. Il gas diviene più rarefatto e i fotonihanno maggiore probabilità di uscire dalla stella senza essereassorbiti.

Otticamente spesso (alta opacità) → Otticamente sottile(bassa opacità)

La supercie visibile (base della fotosfera) può essere denitacome il livello in corrispondenza del quale i fotoni hanno 50 %di probabilità di essere assorbiti prima di uscire dalla stella.

La posizione di questo livello dipende dalla frequenza dellaradiazione e.m. Se c'è assorbimento attorno ad una datafrequenza ν0, perché questa corrisponde alla dierenza tra duelivelli energetici di qualche elemento presente, il livello a partiredal quale la radiazione di frequenza ν ≈ ν0 esce dal Sole saràpiù lontano dal centro (più alto nell'atmosfera). E quindi ...

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Righe di assorbimento

Neckel & Labs (1984)

... in questo caso l'intensitàattorno a ν0 è più bassa e siosserva una riga di assorbimento.

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Righe di assorbimento

Neckel & Labs (1984)

... in questo caso l'intensitàattorno a ν0 è più bassa e siosserva una riga di assorbimento.

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Righe di assorbimento

d0 =Ic − I (λ0)

IcWλ =

∫riga

Ic − I (λ )

Icdλ

λ0 la lunghezza d'onda centrale, d0 depressione centrale, Wλ

larghezza equivalente

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Righe di assorbimento

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Righe di assorbimento

La presenza e l'intensità di una riga di assorbimento dipendonoessenzialmente da tre fattori:

1 presenza e abbondanza nell'atmosfera solare dell'elementochimico che genera la riga;

2 probabilità che ci siano elettroni nel livello energetico inizialedella transizione;

3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di assorbimento

La presenza e l'intensità di una riga di assorbimento dipendonoessenzialmente da tre fattori:

1 presenza e abbondanza nell'atmosfera solare dell'elementochimico che genera la riga;

2 probabilità che ci siano elettroni nel livello energetico inizialedella transizione;

3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di assorbimento

La presenza e l'intensità di una riga di assorbimento dipendonoessenzialmente da tre fattori:

1 presenza e abbondanza nell'atmosfera solare dell'elementochimico che genera la riga;

2 probabilità che ci siano elettroni nel livello energetico inizialedella transizione;

3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di assorbimento

La presenza e l'intensità di una riga di assorbimento dipendonoessenzialmente da tre fattori:

1 presenza e abbondanza nell'atmosfera solare dell'elementochimico che genera la riga;

2 probabilità che ci siano elettroni nel livello energetico inizialedella transizione;

3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di assorbimento

1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico chegenera la riga;

2 densità di atomi nel livello energetico iniziale della transizione;3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

La sezione d'urto di assorbimento per una determinatatransizione atomica si calcola in teoria quantistica (una formaapprossimata si può ottenere utilizzando la teoria classicadell'elettrone di Lorentz, vedi ad es. Fisica Solare - E. Landidegl'Innocenti).

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Righe di assorbimento

1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico chegenera la riga

2 densità atomi nel livello energetico iniziale della transizione;In uno stato di equilibrio termodinamico (o vicino ad esso) ilpopolamento dei livelli energetici e la ionizzazione delle speciepresenti possono essere determinati in termini della densità,temperatura e composizione. In condizioni diverse (comequelle tipiche di un'atmosfera stellare) questo non é possibile ebisogna utilizzare modelli più complessi.

3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di assorbimento

1 abbondanza nell'atmosfera solare dell'elemento chimico chegenera la riga;se i due fattori seguenti sono noti, l'intensità della riga diassorbimento fornisce informazioni sull'abbondanzanell'atmosfera solare dell'elemento che genera la riga

2 densità di atomi nel livello energetico iniziale della transizione;3 probabilità che un fotone di frequenza ν0 venga assorbito.

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Righe di emissione

Le righe di emissione vengono prodotte soprattutto nella zonadi transizione e nella corona.

Le condizioni sono lontane dall'equilibrio termodinamico.

Bisogna considerare tutti i processi collisionali e radiativicoinvolti e costruire dei modelli (numerici) per interpretare leosservazioni.

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È possibile osservare i diversi strati dell'atmosfera cambiando lalunghezza d'onda (ltri monocromatori).Notevole disomogeneità dell'atmosfera solare e caratteristiche(temperature, densità, campi magnetici,...) molto dierenti deidiversi strati. Dall'alto verso il basso:

Corona osservata a171 Å (Fe IX T ≈ 106 K)

Cromosfera osservata nellariga Hα

(6563 Å T ≈ 15000 K)

Cromosfera osservata nellariga K del Ca II(3934 Å T ≈ 10000 K)

Fotosfera osservata nellabanda G (radicale CH4300 Å)

Courtesy Bart De Pontieu, Swedish Solar Telescope,TRACE.

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Corona osservata a171 Å (Fe IX T ≈ 106 K)

Cromosfera osservata nellariga Hα

(6563 Å T ≈ 15000 K)

Cromosfera osservata nellariga K del Ca II(3934 Å T ≈ 10000 K)

Fotosfera osservata nellabanda G (radicale CH4300 Å)

Courtesy Bart De Pontieu, Swedish Solar Telescope,TRACE.

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