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La Cromosfera

τ σ

= ⋅ ≈

nl l 5000 km

λ λ

Otticamente sottile su (quasi) tutto lo spettro

Eclissi di sole:

Debole luce rossa: riga di emissione H-alpha

H-alpha: Profondità ottica sufficiente per mostrare la cromosfera

656.28 nm

Spettroeliogrami in H-alpha “Plages”

(associate alle machie solari)

Superganulazione

La Cromosfera

Specole (“spicules”)

Irregolarità uniformemente distribuite

nella Cromosfera

Su scala inferiore alla superganulazione

Scale caratteristiche:

Larghezza ~ 700 km

Altezza ~ 7000 km

H-alpha Durata ~ 3-5 min

Velocità ~ 30 km/s

Jet di gas incanalati dal campo

magnetico, che salgono verso l’alto ad

alta velocità

Immagine ottica

Spettro della Cromosfera

• Composizione paragonabile alla fotosfera

-10 -3

• Densità molto inferiore, 10 g cm

• T ~ da 4200K fino a 25,000 K (valore tipico 15,000K) Emissione UV

(?)

Spettro ottico:

Mostra essenzialmente le stesse righe di quello fotosferico

Ma in emissione! (non c’è il background del continuo)

Spettro durante eclissi di sole: "Flash spectrum“:

He Hβ

Hα Hγ Hδ

H (656, 486, 434, 410 nm) L’He fu scoperto per la prima

He (587, 502, 447 nm) volta grazie alla riga nel giallo

Na (589 nm) (587 nm) in un “flash spectrum”

Mg (516, 517, 518 nm) durante l’eclisse totale del 1868

Ca (397, 393 nm).

Molte delle righe verdi sono dovute al Fe

La Corona

Regione esterna dell’atmosfera solare

-12 -3 -9

Estremamente tenue ~ 10 g cm (~10 la densità dell’atmosfera terrestre)

6 7

Si estende per ~ 10 – 10 km nello spazio interplanetario

Irregolarità correlate con zone attive (sunspots) della forosfera

Spettro della Corona

Ogni cerchio è un’immagine della corona (righe di emissione) a diverse λ

H (Balmer) Prominenze

Hα Hβ Hγ

He Riga di emissione (ignota) a

530 nm

Scoperta in una eclisse del 1869 “Coronium”

Non corrispondeva ad alcuna riga di laboratorio Nuovo elemento

Fu poi scoperto corrispondere a una riga del FeXIV: sorprendente!

Questo indica temperature estreme, T > 2,000,000 K

Non si osservano immagini di prominenze (T = 4000-6000 K) nella riga 530 nm

La Corona

Distinguiamo tre parti:

(1) E-Corona

Sorgente di righe di emissione dal gas fortemente ionizzato della

Corona (FeXIV)

Ricordiamo l’equazione di Saha: π 3 / 2

 

n ( X ) 2 g 1 2 m kT 1

=

+ ∝

E / kT

  3 / 2

r r

1 r K e T

I K K

2

 

n ( X ) g n h n

+

r r 1 e e

Gli stati di alta ionizzazione sono favoriti da alta temperatura

(ionizzazione) e bassa densità (bassa probabilità di ricombinazione)

(2) K-Corona

Emissione continua (“Kontinuierlich”) risultante da radiazione della

fotosfera diffusa dagli elettroni liberi della Corona

(3) F-Corona

Radiazione della fotosfera (“Fraunhofer”) diffusa dal gas e dalla

polvere interplanetaria.

(2),(3) Lo spettro mostra le stesse righe

di assorbimento della fotosfera

La Corona

January 24, 1992.

Soft X-ray Telescope YOHKOH satellite

Immagine X della corona

La Corona

hot active regions

cooler plasma

(quiet-Sun corona) TRACE Project

Solar corona in a false-color, 3-layer composite: Stanford-Lockheed Institute for Space Research

6

Blue = 171Å 1.0 x 10 K

NASA

6

Green = 195Å 1.5 x 10 K

Launched 1998, 12 yr mission

6

Red = 284Å 2.0 x 10 K

End mission: 21 June 2010

Temperatura della Corona

Indicatori della temperatura della Corona:

Abbondanza di specie altamente ionizzate ≈ × 6

T 2 10 K

Emissione X

Allargamento Doppler delle righe della E-corona ρ ρ

≈ 9

10

Intensità emissione radio cor atm

Come mai regioni più distanti

dalla fonte di energia hanno T

maggiori?

Il meccanismo di riscaldamento della

corona è uno dei principali fronti aperti

della fisica solare

Possiamo fare due considerazioni energetiche:

1. Efficienza di raffreddamento (perdita di energia)

2. Ordine di grandezza della densità di energia

Temperatura della Corona

1. Come si raffredda il gas?

Irraggiamento: il gas ionizzato perde calore per collisione tra particelle

La collisione produce fotoni, che sfuggono al sistema che si raffredda

ε ε

∝ ρ ρ ρ

∝ ∝ 2

cooling collision e Z

Efficienza di Efficienza di Densità delle specie

raffreddamento collisione che collidono

La quantità di gas da raffreddare in un certo volume:

ρ

M gas

Tempo di raffreddamento:

Un plasma a bassa densità

M 1

τ ∝ gas impiega molto tempo a

ρ

ε

cooling raffreddarsi!

cooling

Gas a bassa densità facilmente raggiungono alte temperature

Temperatura della Corona

2. Qual è la densità di energia?

Anche se T è molto grande, un gas tenue può contenere una quantità

relativamente piccola di energia termica

Densità di energia termica della corona solare in rapporto a

quella dell’atmosfera terrestre?

3

=

Energia per particella: E kT

2

3

ρ = n kT

Densità di energia: E 2

ρ − − ×

12 3 6

n T 10 g cm 2 10 K

= = −

= ×

E , corona corona corona 6

7 10

ρ − − ×

3 3 2

n T 10 g cm 3 10 K

E , atm atm atm La densità di energia

termica della Corona Solare

è molto inferiore a quella

dell’atmosfera terrestre!

Temperatura della Corona

La corona non è legata gravitazionalmente, ma dal campo

magnetico solare

Possibili meccanismi di riscaldamento della Corona:

(a) Oscillazioni alla superficie del sole producono onde

shock-waves, eruptions

supersoniche ( ) la cui energia

investe la parte alta dell’atmosfera solare

(b) Energia trasferita alla corona dai campi magnetici che

si sviluppano nei pressi della Fotosfera


PAGINE

31

PESO

2.16 MB

AUTORE

Atreyu

PUBBLICATO

+1 anno fa


DESCRIZIONE DISPENSA

Materiale didattico per il corso di Astronomia del Prof. Marco Bersanelli, all'interno del quale sono affrontati i seguenti argomenti: il sole; la temperatura della fotosfera; analisi della cromosfera e della corona solare; temperatura della corona; l'attività solare, le macchie solari; i cicli solari; il campo magnetico solare e l'effetto Zeeman; i Solar Flares.


DETTAGLI
Esame: Astronomia
Corso di laurea: Corso di laurea in fisica
SSD:
Università: Milano - Unimi
A.A.: 2012-2013

I contenuti di questa pagina costituiscono rielaborazioni personali del Publisher Atreyu di informazioni apprese con la frequenza delle lezioni di Astronomia e studio autonomo di eventuali libri di riferimento in preparazione dell'esame finale o della tesi. Non devono intendersi come materiale ufficiale dell'università Milano - Unimi o del prof Bersanelli Marco.

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