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.