Dinamica della granulazione solare da osservazioni THEMISIPM Francesco

Dinamica della granulazione solare da 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

Granulazione (scala di • • • 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) ~1 Mm) Da Philosofical Transactions (1802) W. Hershel a - vertici di coni di fiamme (corrugazione - indentatura) b - nubi planetarie c - nucleo solare oscuro

CNRS / INSU - CNR Monocromatore Panoramico Italiano IPM • 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) Regioni spettrali calibrate (± 20Å) : 5184Å (Mg b 1); 5380Å (CI); 5576Å (Fe I); 5890Å (Na D 2); 6438Å (Cd); 6563Å (Ha) Profilo strumentale: FWHM < 21. 5 mÅ @ 5500Å Stabilita` in l : < 10 m. s-1 (10 h) Rivelatori : 2 5 MHz CCDs 1317 x 1070 (binned 512 x 512) - 5 frames s-1 Risoluzione spaziale : 0. 07 ” / pixel con un Fo. V di 34” x 34”

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 Velocity image from Doppler shifts Line-width image

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 km 0 s 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. Fe 5379 C 5380

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 = 6 s). 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.