Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.arcetri.astro.it/~sait07/sole.pdf Äàòà èçìåíåíèÿ: Mon May 14 14:34:14 2007 Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Mon Oct 1 22:37:44 2012 Êîäèðîâêà: Ïîèñêîâûå ñëîâà: ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï

TALKS SO L E
Alessandro Bemporad INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri - Firenze Risultati da recenti studi di coronal mass ejections con SOHO/UVCS In questo contributo presentiamo i risultati di alcuni recenti lavori in cui si sono analizzati spettri acquisiti dallo spettrografo UVCS (UltraViolet Coronagraph Spectrometer) su SOHO relativi a getti coronali di massa (CMEs). Questi studi ci hanno permesso di individuare, in un evento del Novembre 2002, la presenza di uno strato di corrente (Current Sheet) formatosi in seguito a riconnessione magnetica post-CME. Abbiamo pure determinato l'evoluzione dei parametri fisici del CS nel tempo: questi, tuttora poco noti, sono molto importanti per il raffinamento dei modelli teorici di CMEs. La distribuzione di densitÞ e temperatura nel "nocciolo" di un CME e negli strati circostanti Õ stata invece oggetto di un secondo lavoro, basato sia su osservazioni UV che di luce bianca di un evento lento avvenuto nel gennaio 2000. Un secondo filone di ricerca ha riguardato lo studio di CMEs a ridotta estensione angolare (narrow CMEs). Di questi abbiamo proposto un possibile meccanismo di formazione, mentre, in un lavoro posteriore, abbiamo dato i parametri fisici relativi al plasma espulso in una serie di eventi ripetutisi con analoghe caratteristiche. Sono attualmente in corso alcuni lavori che cercano di definire meglio il comportamento dei CS a partire dai bassi livelli coronali in cui dapprima appaiono, sino alle distanze in cui sono distinguibili in luce bianca da coronografi, ed alle distanze interplanetarie in cui sono rilevabili da strumenti in situ.

Vincenzo Carbone Dipartimento di Fisica - UniversitÞ della Calabria Turbolenza nell'eliosfera ....................

Gianna Cauzzi INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri - Firenze Dinamica della cromosfera quieta: evidenza di shocks acustici La struttura e dinamica della cromosfera rimangono ad oggi tra gli aspetti meno compresi dell'atmosfera solare. "Schiacciata" tra la fotosfera e la corona, in cui vigono due regimi fisici completamente diversi in termini di densitÞ, temperatura, e bilancio di forze, la cromosfera presenta una struttura estremamente frammentata, con scale spaziali e temporali che costituiscono una grossa sfida alle attuali capacitÞ osservative e modellistiche. In questo contributo verranno presentate osservazioni spettroscopiche di righe cromosferiche e fotosferiche, ottenute ad alta risoluzione spaziale e su campi di vista estesi con lo spettrometro


bidimensionale IBIS, sviluppato ad Arcetri e installato al telescopio DST del National Solar Observatory (USA). Tali osservazioni forniscono una chiara evidenza che la dinamica e le oscillazioni nella cromosfera quieta sono guidate direttamente dalla dinamica fotosferica, in particolare dai modi p. A livello cromosferico si assiste allo sviluppo di shocks (magneto)acustici, che hanno caratteristiche diverse a seconda del tipo di struttura in cui si propagano le onde. Verranno discusse la presenza di questi shocks nel contesto della topologia magnetica locale, e la loro rilevanza nella strutturazione della cromosfera quieta, anche alla luce di recenti simulazioni numeriche.

Fabio Reale Dipartimento di Scienze Fisiche & Astronomiche - UniversitÞ di Palermo AttivitÞ magnetica e corona solare: primi risultati dal satellite Hinode La struttura, dinamica ed evoluzione della corona solare sono dominate dal campo magnetico solare. Nonostante grandi progressi nella comprensione della fisica della corona solare, una serie di problemi rimangono aperti, tra cui il ruolo di eventi impulsivi e dei fenomeni ondosi nel riscaldamento coronale, e l'origine delle eruzioni, dei brillamenti e dei CME. La missione Hinode, partita il 22 settembre 2006, si propone di dare nuove risposte a queste questioni. Il satellite contiene tre strumenti principali, due telescopi ad alta risoluzione, uno ottico e uno nei raggi X, e uno spettrometro EUV a immagine. Da parte italiana, INAF/Osservatorio Astronomico di Palermo ha contribuito con la calibrazione a terra dei filtri del telescopio X. Vengono presentati risultati preliminari della missione, con particolare riferimento ai dati del telescopio nella banda X.

Maurizio Ternullo INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania La struttura fine del grafico a farfalla Si Õ studiata la struttur i risultati giÞ pubblicati di una piÛ ampia base zona della macchie er poli). a e l'evoluzione della zona delle macchie durante il ciclo, per verificare se da questo autore (Ternullo, 1997) potevano trovare conferma sulla base osservativa. Da detti risultati appariva che la corsa verso l'equatore della a interrotta diverse volte nel ciclo da fasi retrograde (cioÕ, rivolte verso i

Sulla base dei dati raccolti presso l'Osservatorio di Catania dal 1967 al 1996 (cicli 20, 21 e 22), si sono definite - per ogni giorno e per ciascun emisfero - le latitudini estreme della zone delle macchie, nonchÈ la latitudine del centroide della stessa zona. Si Õ quindi applicato l'algoritmo di smoothing detto "finestra mobile'' alle serie numeriche cosË definite, con l'aspettativa che, se una struttura fine `e nascosta nei dati osservativi, la riduzione del rumore dovrebbe darle visibilitÞ. Lo smoothing adottato sopprime infatti, come hanno dimostrato anche degli esperimenti su serie di dati artificiali, i "segnali'' con periodo minore della estensione della finestra (posta pari, nel presente lavoro, a 365 giorni); quelli che restano visibili hanno dunque durata dell'ordine del 10% almeno della durata del ciclo. Si Õ trovato che - in ogni ciclo e in entrambi gli emisferi - il centroide della zone delle macchie procede verso l'equatore, alternando cinque o sei fasi prograde con altrettante retrograde (cioÕ, di ritorno verso i poli) o stazionarie. La durata complessiva delle fasi stazionarie o retrograde ammonta, in ogni semiciclo, al # 30% della durata del semiciclo stesso. Nelle fasi prograde, la velocitÞ media (4.42 ± 0.46 o y -1 ) con la quale il centroide procede verso l'equatore Õ circa doppia di quella che si avrebbe ignorando la segmentazione della sua corsa in fasi prograde e retrograde.

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La presenza delle fasi retrograde in tutti i semicicli in esame e la loro durata conduce alla conclusione che esse debbano essere considerate componenti essenziali del ciclo delle macchie.

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