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Mappe elettroniche ed equazione di continuità: un approccio computazionale allo studio dei flare solari

Con il mio lavoro di tesi è stato elaborato un metodo computazionale in grado di selezionare i modelli interpretativi per i fenomeni di rilascio energetico all’interno dei flare solari. Una frazione sostanziale dell’energia, rilasciata durante la fase impulsiva di un flare, appare solitamente sotto forma di elettroni accelerati.
Secondo il modello ormai comunemente accettato di thick target, gli elettroni, iniettati all’interno di un loop magnetico coronale, vengono accelerati propagandosi lungo le linee di campo fino a raggiungere la cromosfera dove termalizzano. Durante questo processo gli elettroni perdono la loro energia emettendo radiazione X dura (bremsstrahlung), come conseguenza di collisioni con gli ioni presenti nell’ambiente esterno e modificando lo spettro di emissione caratteristico degli elettroni presenti nel mezzo. Si pensa che il processo dominante nei fenomeni di perdita energetica, all’interno di flare, coinvolga collisioni inelastiche con particelle cariche all’interno della corona solare e altri processi quali, ad esempio, interazioni particella onda.
Un’altra possibile interpretazione è invece di tipo termico: l’emissione di raggi X nel range di energia fino ai 30 keV è infatti spiegabile nei termini di un comportamento maxwelliano sostanzialmente isotermico degli elettroni nella cromosfera.
L’interpretazione di eventi specifici nell’ambito di uno di questi modelli o la formulazione di descrizioni originali dell’emissione è ora possibile grazie a nuovi dati relativi all’emissione di raggi X osservati dalla missione NASA Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrometer (RHESSI) lanciata nel Febbraio 2002 e tuttora operativa. RHESSI, infatti è in grado di fornire immagini a raggi X con risoluzione spaziale da 2 a 7 arcsec e risoluzione spettrale di circa 2 keV . Inoltre, Piana et al. (2007) hanno mostrato come, a partire dalle osservazioni X di RHESSI, sia possibile costruire mappe di flusso elettronico F(x, y;E), pesate sulla colonna densità N(x, y), nella direzione della line of sight del satellite, sul piano del cielo, a varie energie elettroniche E. L’essenza di questo metodo coinvolge tecniche di inversione spettrale regolarizzata di tipo Tikhonov, applicate direttamente sul dato grezzo (count visibility), in modo da ottenere dati elettronici (electron visibility) su cui verranno applicate tecniche standard di ricostruzione di immagini. Queste mappe risultano utili al fine di visualizzare la variazione dello spettro elettronico locale sulla sorgente.
In questo lavoro di tesi, mostriamo come le mappe elettroniche possono essere utilizzate in associazione con l’equazione di continuità elettronica, per ottenere informazioni quantitative sui processi di trasporto energetico all’interno della sorgente di radiazione. In particolare, dalle mappe elettroniche e dall’equazione di continuità otteniamo mappe delle energy loss rate in funzione dell’energia elettronica E e confrontiamo i risultati con le tipiche forme dei modelli di meccanismi di trasporto energetico. Nel mio lavoro di tesi applico questa tecnica all’evento coronale del 15 Aprile 2002, fornendo informazioni quantitative sui meccanismi dominanti di trasporto energetico ed effettuo una stima del valore di densità del target coronale in termini del modello di interazione coulombiano e dei valori di temperatura del plasma contenuto all'interno del loop coronale tramite un interpretazione di tipo termico.

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CAPITOLO 2 RHESSI I primi studi di rivelazione e spettroscopia a raggi X duri vennero effettuati tramite contatoriproporzionaliesuccessivamentetramitecontatoriascintillazionemontati su satelliti NASA, quali OGO (1964 - 1969) e OSO (1962 - 1975) della serie ESTRO TD1A, grazie ai quali fu possibile elaborare le prime immagini a raggi X del Sole. Successivamente, grazie a sonde interplanetarie (ad esempio ISEE 3 (1982) e PVO (1978 - 1992)) vennero effettuati i primi studi stereo sulla geometria della sorgente di emissione. Nonostante la bassa risoluzione dei detector utilizzati è stato possibile ricavare informazioni molto importanti sulle caratteristiche delle radiazioni emesse durante i flare solari e sul range energetico che le caratterizza. La nascita dei detector a stato solido rappresentò un ulteriore passo avanti nello studio delle emissioni solari, i quali vennero applicati in un primo momento su palloni aerostatici e successivamente montati su satelliti orbitanti. Fig. 2.1 – Nello schema si presenta il periodo di attività dei principali satelliti adibiti alla misurazione di raggi X provenienti dal Sole. Il 5 Febbraio 2002 ha infine avuto inizio la missione NASA Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) con lo scopo specifico di inferire informazioni sulla fisica dei flare a partire dall’osservazione di raggi X e raggi 13

Laurea liv.II (specialistica)

Facoltà: Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali

Autore: Gabriele Torre Contatta »

Composta da 83 pagine.

 

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Disponibile in PDF, la consultazione è esclusivamente in formato digitale.