Modelli di protuberanze solari
L’esistenza delle protuberanze solari è principalmente dovuta ai campi magnetici della corona. Accoppiando insieme simulazioni magnetoidrodinamiche (MHD) e modellizzazione del trasferimento radiativo (RT), il progetto COMBINED MHD AND RT (Magnetohydrodynamics and radiative transfer: Development of a combined solar prominence modeling technique) ha dato vita a una nuova tecnica di modellizzazione. Questa consente, per la prima volta, lo studio dettagliato delle complesse relazioni tra il campo magnetico della protuberanza, il relativo plasma con struttura fine e la radiazione che esso produce. Per raggiungere tale obiettivo, le simulazioni 3D relative ai campi non-lineari (NLFF, Non-Linear Force-free Field) a forza nulla sono state estese con un metodo di randomizzazione, per la selezione di linee individuali di campo magnetico inclinate, partendo da simulazioni MHD ad alta risoluzione. Le inclinazioni magnetiche NLFF sono state successivamente riempite con plasma realistico relativo alla protuberanza. Questo metodo produce numerose strutture fini di plasma in grado di formare protuberanze complesse. Per modellizzare efficacemente le radiazioni emergenti in tali strutture complesse 3D al plasma è stato sviluppato un rapido e innovativo metodo RT approssimato per la linea H-alfa. Questo nuovo metodo di visualizzazione permette lo studio coerente della struttura relativa alle protuberanze al bordo solare e dei filamenti sul disco solare, utilizzando un unico modello. Tale metodo consente inoltre il primo confronto diretto tra immagini sintetiche di protuberanze/filamenti modellizzati e osservazioni ad alta risoluzione. Il progetto COMBINED MHD AND RT ha impiegato simulazioni 3D MHD con una polarità parassita in evoluzione e ha studiato l’evolversi delle protuberanze modellizzate. Queste configurazioni di campi magnetici 3D relativi alle protuberanze, prodotte mediante diverse tappe evolutive, permettono lo studio delle variazioni nella configurazione del campo magnetico delle protuberanze causate da cambiamenti nella distribuzione fotosferica del flusso magnetico che sta alla base. La rappresentazione dettagliata del plasma relativo alle protuberanze è stata prodotta per ogni passo dell’evoluzione, fornendo una sequenza di immagini sintetiche H-alfa della protuberanza modellizzata nel momento in cui sono state rilevate come protuberanza presso il bordo solare e come filamento sul disco solare. Le distribuzioni dell’intensità di campo magnetico e l’orientamento e la distribuzione conseguenti, in quanto a valori plasma-beta, sono stati calcolati nell’ambito modellistico delle protuberanze. I risultati vantano implicazioni per le osservazioni del campo magnetico riguardante le protuberanze, l’origine della massa relativa alle protuberanze e la relativa stabilità. È stata calcolata la massa del plasma relativo alle protuberanze nell’ambito dei modelli riguardanti le stesse e la propria evoluzione dovuta ai cambiamenti nel campo magnetico fotosferico alla base del fenomeno.
Parole chiave
Protuberanza solare, campi magnetici, magnetoidrodinamico, trasferimento radiativo, COMBINED MHD AND RT
