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Flusso di plasma ionizzato e di campo magnetico che ha origine sul Sole e si propaga nello spazio interstellare per effetto della differenza di pressione: P gas =4 mPa; P int =10 -13 -10 -12 Pa

Cenni storici e modelli teorici Cenni storici e modelli teorici Configurazione e composizione del vento solare nello spazio interplanetario Configurazione e composizione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

Cenni storici e modelli teorici Cenni storici e modelli teorici Fin dal 1950 osservazione di fenomeni interplanetari riconducibili allesistenza del vento solare: Fenomeni aurorali; Coda ionica delle comete via dal Sole; Piccole variazioni dellattivit geomagnetica.

Osservazione di fenomeni aurorali.

Orientazione via dal Sole della coda ionica delle comete

http://sohowww.nascom.nasa.gov/

variazioni dellattivit geomagnetica terrestre in connessione con lattivit solare

Inizio del 1950: primi modelli teorici Cosa si conosceva del Sole a quei tempi? www-istp.gsfc.nasa.gov/exhibit/index.html

Temperatura : T~ 10 6 K Composizione: miscuglio di gas e - - p mistura di ioni di altri elementi pi pesanti Luce bianca: prodotta dallo scattering degli e - coronali con la luce fotosferica Densit: ~ 10 8 - 10 9 cm -3 Conduttivit: k = 8 10 8 erg/cm s deg (~ 20 volte quella del rame a T ambiente ) Da misure ottiche della corona (spettri di assorbimento):

corona altamente conduttiva sfericamente simmetrica priva di sorgenti o perdite di calore Modello di Chapman (1957): corona solare in equilibrio idrostatico http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

(es: a r Terra = 1.4 10 13 cm e per T 0 =10 6 K si avrebbe: T 2.19 10 5 K) Lalta conduttivit del materiale coronale implica un piccolo gradiente di T e, quindi, unestensione di alte T coronali ben oltre lo spazio interplanetario. Allequilibrio idrostatico: FORZA DI PRESSIONE = FORZA DI GRAVITA La conduttivit termica, dovuta principalmente agli elettroni pi mobili, : In presenza di un gradiente di temperatura, la velocit di conduzione del calore nel plasma coronale : f c - T e Per una corona statica e sfericamente simmetrica, landamento della temperatura :

Pertanto, landamento della pressione e della densit sar : Secondo il modello di Chapman vicino alla Terra si avrebbe (r = 1 AU): n ~ 10 2 -10 3 /cm 3 >> n interplanetarie P chapman = 10 -5 dyne/cm 2 >> P interst = 10 -13 -10 -12 dyne/cm 2 DENSITA E PRESSIONI ELETTRONICHE NON RISCONTRATE NEL MEZZO INTERSTELLARE! (con densit: = nm con n densit numerica ed m=m p +m e massa di H; pressione: P= 2nKT assumendo T e =T p =T)

forse non possibile per la corona solare o, per latmosfera di qualsiasi stella, essere in completo equilibrio idrostatico a grandi distanze dal Sole Modello di Parker (1958): corona solare in continua espansione http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

Parker consider una corona solare IN CONTINUA ESPANSIONE VERSO LESTERNO : per r P 0 Defin tale flusso vento solare http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

Partendo dalle equazioni di conservazione della massa e del momento di un fluido ed imponendo: - flusso radiale, isotropo, isotermo, indipendente dal tempo, sfericamente simmetrico; - effetti di campo magnetico trascurabili (B = 0); egli ricav lequazione differenziale per la velocit v(r)

Poich GM S /r decresce con r pi rapidamente di 4K B T/mr, il termine a destra dellequazione cresce allaumentare di r annullandosi per r = r c (r c raggio critico ): che danno origine a quattro Classi di soluzioni per v(r): Quindi, se il termine a destra =0 termine a sinistra =0 Tale annullamento avviene attraverso due distinti modi:

Imponendo le condizioni al contorno, si determina quale fra queste soluzioni sia fisicamente accettabile. Classe 2 Per r v lnr (asintotica): n(r) 0 e P 0 Classe 2 Per r v lnr (asintotica): n(r) 0 e P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] Classe 3 per dv/dr 0 e v=v c Classi 1 e 4 per dv/dr=0: la funzione ha un massimo o un minimo.

Soluzione speciale di Parker v(r) = cost r o 1.4R S r c 5 R S v(r>r c )> c s vento supersonico r A 10 R S v(r>r A )> c A vento super-Alfvnico VENTO SOLARE COROTANTEVENTO EMESSO RADIALMENTE Per r v cost n(r) 0 P 0 [Hundhausen, A. J., 1977]

Questo flusso continuo di particelle si diffonde nello spazio interplanetario interagendo con il nostro pianeta.

Era missioni spaziali 1959: fu possibile confermare con missioni in situ (Lunik III, Venus I) lesistenza del vento solare! 1962: inizio di uno studio dettagliato delle propriet del vento solare (Mariner III, missioni Venus)

La natura a flusso continuo della soluzione di Parker non cambia nei modelli pi complessi sviluppati nei successivi 30 anni di ricerca sul vento solare

Perch ancora oggi continua la ricerca sul vento solare?

Relazioni Terra-Sole Il vento solare influenzato dallattivit solare e trasmette tale influenza a pianeti, comete, polveri di particelle e raggi cosmici in esso immersi. Tale interazione pu produrre in concomitanza dei massimi di attivit solare (es. tempeste magnetiche), seri danni alle apparecchiature montate su satelliti e disturbi a Terra (es. radiocomunicazioni)

http://www.windows.ucar.edu/

Processi fisici Il vento solare durante la sua formazione ed espansione dalla corona calda fino alle regioni pi fredde e meno dense delle parti pi esterne del sistema solare subisce varie trasformazioni nelle sue propriet (le collisioni fra e - o ioni sono frequenti nella corona ma rare nello spazio interplanetario: meno di 1 collisione ogni 3 AU). La Fisica di questo plasma pu essere studiata attraverso una gran variet di condizioni, molte delle quali non riproducibili in laboratorio!

Cenni storici e modelli teorici Cenni storici e modelli teorici Composizione e configurazione del vento solare nello spazio interplanetario Composizione e configurazione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

Densit medie di flusso del vento solare osservate ad 1 AU Densit protonica7 cm -3 Densit elettronica 7 cm -3 Densit He 2+ 0.3 cm -3 Velocit di flusso450 km s -1 Temperatura protonica 1.2 10 5 K Temperatura elettronica 1.4 10 5 K Intensit del campo magnetico 7 nT (1nT=10 -5 Gauss) Flusso di Protoni3 10 8 cm -2 s -1 Flusso di Massa6 10 -16 g cm -2 s -1 Componente radiale del momento 2.6 10 -9 Pascal Flusso di Energia cinetica 0.6 erg cm -2 s -1 Flusso di Energia termica 0.02 erg cm -2 s -1 Flusso di Energia magnetica 0.01 erg cm -2 s -1 Flusso magnetico radiale 5 10 -9 T

Integrando su di una sfera di raggio 1AU si ha il flusso totale: Protoni8.4 10 35 s -1 Massa1.6 10 12 g s -1 Componente radiale del momento 7.3 10 14 Nw Energia cinetica1.7 10 27 erg s -1 Energia termica0.05 10 27 erg s -1 Energia magnetica0.025 10 27 erg s -1 Flusso magnetico radiale 1.4 10 15 Weber n P = densit protonica n P v P = flusso di protoni n P m P v P = densit del flusso di protoni E total = energia totale n /n p = rapporto Helio-protoni

Il vento solare un plasma perfettamente conduttore ( ) e per esso vale il teorema di Alfvn di campo congelato: In un fluido perfettamente conduttore in moto in un campo magnetico, il flusso magnetico attraverso una superficie in moto con il fluido costante. B(t 1 ) B(t 2 ) S(t 1 ) S(t 2 )

r o 1.4R S r c 5 R S v(r>r c )> c s vento supersonico r A 10 R S v(r>r A )> c A vento super-Alfvnico VENTO SOLARE COROTANTEVENTO EMESSO RADIALMENTE Per r v cost n(r) 0 P 0 Il campo magnetico, essendo congelato nel plasma, viene trascinato nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare. Per r > r A, infatti, la velocit del vento diviene super-Alfvnica, lenergia cinetica del plasma supera quella magnetica ed il vento si separa dalla rotazione del Sole trascinando con s le linee di campo magnetico. [Hundhausen, A. J., 1977]

Il campo B superficiale trascinato via nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare e le sue linee di campo assumono la tipica configurazione

// Le componenti del campo magnetico possono essere calcolate applicando il teorema di solenoidalit ( B = 0) ad un tubo di flusso di B che, trasportato dal plasma, si espande radialmente con simmetria sferica: essendo si avr con B o intensit del campo (radiale) alla base del tubo di flusso. dA(r) dA 0 r B(r) A causa della rotazione solare il campo magnetico assumer una componente azimuthale, per cui: Le componenti del campo magnetico sono : B0B0

In un sistema di riferimento inerziale il flusso del plasma radiale. In un sistema di coordinate (r,, ) corotante con il Sole ( = 0 lungo lasse di rotazione colatitudine), il plasma acquista una componente azimuthale, per cui: con S velocit angolare di rotazione solare: r sin r

Il cammino percorso dalle particelle del plasma in questo sistema di riferimento una linea di flusso determinata dallequazione differenziale: (con costante). Dallintegrazione di questequazione, ponendo v (r) = v = cost e (r = R S ) = o (posizione iniziale sulla corona), si ricava: che, per = 90 (lungo il piano dellequatore solare), proprio la formula della spirale di Archimede.

La configurazione del flusso del plasma in un sistema di riferimento che ruota col Sole , dunque, quella di una spirale (spirale dinamica), la cui apertura dei bracci funzione unicamente della velocit del plasma. [Hundhausen, A. J., 1977]

RIASSUMENDO : A causa della rotazione solare, le linee di flusso del campo magnetico congelate nel plasma hanno una configurazione a spirale di Archimede (spirale magnetica). Nel sistema corotante col Sole, le linee di forza di v || B (spirale dinamica). SISTEMA DI RIFERIMANTO STAZIONARIO SISTEMA DI RIFERIMANTO COROTANTE [Hundhausen, A. J., 1977]

Nel sistema corotante col Sole le linee di v sono allineate con B e la spirale dinamica coincide con quella magnetica (see the animation: the sun\shock.gif)the sun\shock.gif)

Orbite missioni Helios 1 e 2 Orbite missioni Helios 1 e 2 [Hundhausen, A. J., 1977] [Tesi S. De Amicis,, Tor Vergata]

T N R Quando si definisce un sistema di coordinate, si sceglie la direzione di un asse ed un piano perpendicolare ad esso sul quale definire i restanti due assi. Uno dei restanti assi viene posto perpendicolare ad una data direzione. Sistemi di riferimento pi comunemente usati per misure di plasma e campo magnetico nello Spazio Interplanetario E un sistema di riferimento che ha lorigine centrata nel satellite. R il vettore unitario orientato dal sole al satellite e positivo via dal sole T risulta dal prodotto R /| R| dove lasse di spin del sole. N= R T completa la terna destrorsa RTN - Radiale Tangenziale Normale

un sistema di riferimento che ha lorigine centrata nel satellite. X il vettore unitario orientato dal satellite al Sole Y giace sul piano dellEclittica ed orientato in senso opposto rispetto al moto di rivoluzione dei pianeti. Z=X Y ed quindi normale al piano dellEclittica (positiva verso Nord) SSE Solare Eclittico X Y Z

Modello di Pneuman e Koop (1971) Primo modello MHD di espansione di corona isoterma: alte latitudini: linee di campo aperte (buchi coronali) basse latitudini: linee di campo chiuse (elmetti coronali) [Hundhausen, A. J., 1977]

Le due linee di campo aperte, emesse ad una colatitudine di circa 45 dai lati opposti del dipolo equatoriale (e che si estendono dalla cima della regione di campo chiusa fino alle basse latitudini, per rimanere poi parallele al piano dellequatore solare), delimitano un foglio magneticamente neutro o, neutral sheet:B = 0 Questa superficie caratteristica per lalta densit di corrente che scorre al suo interno; per questo motivo anche detta foglio di corrente interplanetaria o, interplanetary current sheet: j = (1/ ) B con j alla base della corona- normale al piano della figura e circolante lungo il piano equatoriale nella direzione della corrente del dipolo. NB: Il campo magnetico B considerato primario mentre la corrente elettrica ed il campo elettrico come secondari. [Hundhausen, 1977]

Leffetto della rotazione solare su questa configurazione magnetica dipolare, unito allespansione del vento nello spazio interplanetario, fa assumere al current sheet una forma tipica, definita da Alfvn come il gonnellino di una ballerina, inclinata di un angolo rispetto allasse di rotazione solare. Questangolo (che rappresenta linclinazione dellasse del dipolo rispetto allasse di rotazione solare o, equivalentemente, langolo fra il current sheet interplanetario ed il piano dellequatore solare) mostra una chiara dipendenza dal ciclo solare: esso circa nullo ai minimi solari (mostrando una configurazione quasi dipolare), mentre arriva fino 30 durante i massimi (caratterizzati da una configurazione magnetica molto pi complessa). [Hundhausen, 1977] [Marsch and Schwenn, 1995]

http://nastol.astro.lu.se/~henrik/spacew1.html

in quanto si trover alternativamente sopra e sotto al neutral sheet. Il numero di settori magnetici osservati varia con la fase del ciclo solare (2-4 al minimo solare). Un osservatore posto sullEclittica, attraversando lo strato neutro, registra un cambiamento della polarit

Misure in-situ nello spazio interplanetario confermano la relazione che c fra i buchi coronali ed il vento solare ad alta velocit - Il pannello inferiore mostra in blu lestensione dei buchi coronali nel Marzo del 1975 assieme alla proiezione delle orbite della Terra e di Helios 1. - Il pannello superiore mostra la velocit del vento misurata da Helios 1 e da IMP7 ed 8 corretta per il tempo di volo del plasma da Helios ad IMP.

Dati di vento solare registrati da Helios 2 fra 0.5 AU e 1 AU (Eliosfera Interna) Modulazione della velocit in rapporto alla struttura magnetica sul Sole osservata ad 1 AU con ricorrenza di 27 giorni: Fasci di bassa v (300-400 Km/s): presenti in prossimit di un settore magnetico ove si inverte la polarit (al confine del settore si misurano anche alte ); Fasci di alta v (fino a 700 Km/s): allinterno di un settore magnetico fino al passaggio di un nuovo confine.

Interpretando questo andamento alla luce del modello di Pneuman e Kopp (1971), possiamo stabilire una connessione fra la dipendenza spaziale della velocit di espansione coronale e la configurazione magnetica della corona (modulazione della velocit). Al MINIMO SOLARE, in cui vale la descrizione di dipolo: il vento lento (300-400 Km/s) viene emesso dalle regioni di campo magnetico chiuso (elmetti coronali, di colatitudine 90 ) e si propaga lungo il foglio di corrente interplanetario; il vento veloce (700-800 Km/s), invece, ha origine nelle zone aperte di campo magnetico (buchi coronali posti a 110 ) e, solo per effetto dellincrespatura del current sheet interplanetario, si estende fino al piano equatoriale.

Lanciato dallo Space Shuttle Discovery nellOttobre 1990, Ulysses ha subito un fly-by con Giove (1992) che lo ha immesso su di unorbita polare permettendogli di sorvolare il polo Sud del Sole nel 1994 e quello Nord nel 1995. Attualmente Ulysses sta percorrendo la seconda orbita che sar completata nel Dicembre 2001. Ulysses un progetto in comune fra ESA e NASA

Al minimo solare, in cui vale la descrizione di dipolo, il vento lento (300-400 Km/s) viene emesso dalle regioni di campo magnetico chiuso (elmetti coronali, di colatitudine 90 ) e si propaga lungo il foglio di corrente interplanetario; il vento veloce (700-800 Km/s), invece, ha origine nelle zone aperte di campo magnetico (buchi coronali posti a 110 ) e, solo per effetto dellincrespatura del current sheet interplanetario,si estende fino al piano equatoriale. http://wwwssl.msfc.nasa.gov/ [Bruno et al., Solar Physics, 104,431,1986] cs

http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

Attivit in X, ciclo delle macchie e configurazione coronale in funzione del ciclo solare

ai MINIMI SOLARI

ai MASSIMI SOLARI

Principali disturbi temporali del vento solare I CMEs sono i disturbi temporali coronali pi importanti e significativi. Essi si formano dalla distruzione di un elmetto coronale ed immettono nel vento solare una grande quantit di materiale cromosferico e coronale. Sono anticipati dalla formazione alla base della corona di una prominenza, inizialmente in equilibrio statico col campo magnetico sovrastante: allaumentare dellattivit magnetica coronale di larga scala, tale prominenza apre le linee di campo immettendo il suo materiale nello spazio interplanetario. I brillamenti sono delle improvvise luminosit di una piccola regione del Sole vista ai raggi X (linee di emissione e, solo in rari casi, emissione continua) a seguito di un improvviso riscaldamento del materiale coronale di quella regione. Ad essi sono associati campi magnetici di scala nettamente inferiore rispetto a quelli dei CMEs.

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Nel corso dellespansione, a causa della diversa velocit dei due venti, si avr una interazione fra gli streams (il vento solare veloce tender a superare il vento lento che gli davanti), con la conseguente formazione di una regione di compressione lungo la superficie di contatto dei fasci. [Hundhausen, A. J., 1977] Quando il gradiente di pressione di queste regioni di interazione sar sufficientemente alto da opporsi al sopravanzare del vento supersonico, questultimo sar completamente frenato dalla formazione di un shock interplanetario, attraverso il quale convertir la sua energia del flusso in energia termica o in pressione. Gli shocks interplanetari possono, allora, essere considerati come il meccanismo primario di interazione e fusione dei fasci di diversa velocit, fino a produrre -a grandi distanze dal Sole- la perdita completa di questa configurazione dinamica: Uno stream d origine ad una regione di interazione ed una regione di interazione porta alla morte dello stream [Burlaga, L.F.].

La presenza delle compressioni modifica i parametri caratteristici del vento solare Utilizzando una finestra oraria di ampiezza fissata t (con t = 6h, 12h, 24h) e scorrevole di 1h, escludiamo dal dataset iniziale quegli intervalli contenenti meno del 66% di misure e per i quali non siano contemporaneamente verificate - a seconda dei casi - le condizioni : per la finestra oraria t = 6h per la finestra oraria t = 12h per la finestra oraria t = 24h [Hundhausen, A. J., 1977]

Satellite N totale (v veloce e v lento ) N veloce (v 550 Km/s) N lento (v < 400 Km/s) Durata missione Latitudine sonda Helios194865082144041974 -1980 -7.3 < < + 7.3 PVO280626258218041978 -1988 -3.8 < < +3.8 OMNI4264012170304701965 -1991 -7.3 < < + 7.3 Satellite N totale a 6h (v veloce e v lento ) N totale a 12h (v veloce e v lento ) N totale a 24h (v veloce e v lento ) Durata missione Latitudine sonda Helios 2931 5875 4376 1974 -1980 -7.3 < < +7.3 PVO 6332 10346 11082 1978 -1988 -3.8 < < +3.8 OMNI 11383 13890 14879 1965 -1991 -7.3 < < +7.3 Dataset con compressioni Dataset senza compressioni [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]

Aumento di |B| e di per effetto delle compressioni [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]

( Parker - B ) Spirale dinamica Spirale magnetica Angolo di avvolgimento delle due spirali Sistema di riferimento corotante Aumento dellangolo di avvolgimento della spirale magnetica rispetto a quella dinamica per effetto delle compressioni [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]

Aumento dei valori dei raggi di corotazione del vento veloce e lento r A 10 R S v(r>r A )> c A vento super-Alfvnico VENTO EMESSO RADIALMENTE r o 1.4R S r c 5 R S v(r>r c )> c s vento supersonico r A 10 R S v(r>r A )> c A vento super-Alfvnico VENTO SOLARE COROTANTE Per r v cost n(r) 0 P 0 A causa dei diversi processi di emissione, il vento veloce e lento hanno due diversi raggi di corotazione: r A veloce < r A lento [Tesi S. De Amicis, Tor Vergata] Finestra = 6h Finestra = 12h Helios r A veloce = (6.66 0.06) R S r A lento = (9.02 0.15) R S N veloce = 1231 N lento = 1700 r A veloce = (6.55 0.04) R S r A lento = (8.45 0.10) R S N veloce = 2555 N lento = 3320 PVO r A veloce = (6.38 0.07) R S r A lento = (7.26 0.05) R S N veloce = 1543 N lento = 4789 r A veloce = (6.50 0.04) R S r A lento = (7.52 0.04) R S N veloce = 2695 N lento = 7651 OMNI r A veloce = (6.26 0.05) R S r A lento = (9.51 0.07) R N veloce = 4523 N lento = 6860 r A veloce = (6.24 0.04) R S r A lento = (9.41 0.06) R S N veloce = 5643 N lento = 8247

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