Il nostro gruppo ha affrontato lo studio della dinamica fotosferica
basandosi sull'osservazione simultanea della velocità
lungo la linea di vista (V) e delle fluttuazioni dell'intensità
della radiazione (I). L'uso di entrambi questi osservabili
permette di caratterizzare completamente lo stato dinamico
dell'atmosfera, così come sottolineato in particolare
dal prof. Deubner
(Deubner F.-L.: 1991, Geophys. Astrophys. Fluid Dynamics, 62, 153).
Una novità del nostro studio
è stata quella di estendere l'analisi di V ed I dalle
piccole scale spaziali (dell'ordine di granuli e supergranuli),
alle grandi scale, tipiche delle
oscillazioni globali del Sole. I risultati raggiunti in
questo modo sono particolarmente significativi. Innanzitutto,
abbiamo dimostrato agli eliosismologi, abituati a considerare
solo la velocità delle oscillazioni, la ricchezza di
informazione contenuta nell'insieme degli spettri: potenza
in I e V, differenza di fase e coerenza tra I e V (Severino, G., Straus, Th.,
Jefferies, S.M.: 1998, "The Solar Background Spectrum: a gold mine of information", ESA SP-418,
53 ; Straus, Th., et al.: 1999, "Observational constraints on models of
the solar background spectrum", ApJ, 516, 939 ; Oliviero, M., et al.: 1999,
"Space and time analysis of the solar photospheric dynamics at moderate-l values", ApJ, 516, L45).
A questo riguardo, il risultato principale è
stato la determinazione dell'intero spettro della differenza
di fase e della coerenza per il segnale solare di sfondo (solar
background), e, in particolare, i profili di differenza di
fase e di coerenza caratteristici dei modi di bassa frequenza.
Questi risultati osservativi hanno stimolato uno sforzo interpretativo,
a cui anche il nostro gruppo ha dato il suo significativo
contributo. La forma asimmetrica dei profili di differenza
di fase e coerenza sul modo è stata messa in relazione
con l'asimmetria nei profili in potenza del modo, già
osservata in precedenza (Duvall, T.L., et al.: 1993, ApJ 410, 829).
Inoltre, l'inversione dell'asimmetria
nel passare dalla potenza in I a quella in V aveva suggerito
l'esistenza di una componente nel segnale di fondo (background)
che fosse correlata col modo stesso e legata alla sorgente
acustica (Roxburgh I.W., Vorontsov S.V.: 1997, "On the formation of spectral line
profiles of solar p modes", MNRAS, 292, L33 ;
Nigam R., et al.: 1998, "Asymmetry in velocity and intensity helioseismic spectra:
a solution to a long-standing puzzle", Ap.J. 495, L115). Skartlien e Rast
(Skartlien, R., Rast, M.: 2000, ApJ, 535, 464) hanno proposto che
il background solare correlato coi modi sia prodotto da processi
convettivi localizzati negli intergranuli e simili agli eventi
sismici osservati da Strous, et al.
(Strous, L.H., Goode, P.R., e Rimmele, T.R.: 2000, ApJ 535, 1000).
Sulla base di questa
ipotesi, essi hanno adattato i parametri del loro modello
allo spettro di differenza di fase hanno mostrato che per riprodurre
in modo soddisfacente i quattro profili di un modo a bassa
frequenza (potenza in I e V. differenza di fase e coerenza
tra I e V) occorrono tre componenti per il background:
una parte coerente (cioè con la fase I-V definita)
e correlata col modo;
una parte coerente scorrelata
una parte incoerente (o noise).
Le prime due componenti
possono essere collegate con la sorgente acustica, che, quindi,
in generale potrebbe essere solo parzialmente correlata col
modo.
La migliore riproduzione (best fit) (linea continua) con
il modello di Severino et al. (Severino G., et al.: 2001, "The solar
intensity-velocity cross-spectrum: a powerful diagnostic for helioseismology", ApJ 561, 444)
dei 4 spettri di un modo acustico solare a bassa frequenza.
I punti si referiscono all'analisi di 9 mesi di dati acquisiti dalla rete eliosismica
GONG.
I diagrammi l-ν per la differenza
di fase (a sinistra) e la coerenza tra I e V (a destra), basati su 9 mesi di immagini simultanee a Sole
intero in I e V, acquisite dalla rete eliosismica GONG
Inoltre, è stato dimostrato (Severino G., et al.: 2001, "The solar intensity-velocity
cross-spectrum: a powerful diagnostic for Helioseismology", ApJ 561, 444)
che occorrono tutti e quattro gli spettri simultaneamente
per vincolare le diverse componenti del segnale solare.
Il prossimo passo in questo campo consisterà nel riprodurre
i quattro spettri eliosismici per ampi intervalli della scala
spaziale e della frequenza temporale (cioè sull'intero
diagramma l-ν), in modo da meglio definire i parametri
della sorgente acustica e, nello stesso tempo, determinare
parametri dei modi che non siano alterati dalla presenza del
background.
Un'ulteriore direzione di ricerca è
quella intrapresa da Straus et al. (Straus, Th., et al.: 1999, "The solar p-mode
background: observations and hydrodynamical models", ESA-SP, 448, 1, 203), che hanno calcolato
i quattro spettri eliosismici dalle fluttuazioni in V ed I
generate con una simulazione numerica della convezione solare
in due dimensioni prodotta da M. Steffens (AIP, Potsdam).
Questo tipo di analisi spazio-temporale è stata poi
estesa ad una simulazione numerica tridimensionale e l'analisi
dei primi risultati è attualmente in corso.
Uno studio complementare degli eventi impulsivi e della loro
identificazione sia negli spettri dei modi che direttamente
da immagini ad alta risoluzione è in corso. I primi
risultati relativi all'influenza dei jet di plasma collegati
alle esplosioni
cromosferiche sono stati pubblicati da Moretti et al.
(Moretti, P.F., et al.: 2001, "The source of the solar oscillations: magnetic or
convective?", A&A, 372, 1038 ;
Moretti, P.F., et al.: 2002, "An interpretation of the I-V phase background based on
observed plasma jets", A&A, 395, 293 ;
Moretti, P.F., et al.: 2003, "Detection of photospheric impacts from chromospheric
impulsive events", ApJ, 589, L109).
Infine, collegati con lo studio della dinamica fotosferica,
il gruppo solare dell'OAC, ha sviluppato i seguenti progetti
tecnolgici:
VAMOS
- Si tratta di uno strumento attualmente in funzione presso
la torre Est dell'Osservatorio.
Questo strumento è in grado di acquisire quasi
simultaneamente (a frequenza video) immagini a Sole intero
di I e V (ed eventualmente del campo magnetico longitudinale)
nella riga fotosferica KI 769.9 nm. Il VAMOS è basato
sulla tecnologia dei filtri magneto-ottici
(Yeh P.: 1982, "Dispersive magnetooptic filters", AO, 21, 11).